Jumătăți de circumferință (împărțim dimensiunile circumferințelor în jumătate și obținem jumătate de circumferințe):

Orez. 1

Ssh - jumătate de circumferință a gâtului
Сг1 - jumătate din circumferința pieptului mai întâi
Сr2 - jumătate din circumferința pieptului secundă
Сг3 - jumătate din circumferința pieptului treimea
St - jumătate de circumferință a taliei
Sat - jumătate din circumferința șoldului

Lungimi:

Orez. 2

Di - lungimea produsului
DP - lungimea umerilor
Lts - lungimea spate până la talie
Accident - lungimea raftului până la talie

Orez. 3

Lățimi:

Shp - latimea umerilor
Shg - lățimea pieptului
Shs - lățimea spatelui

Orez. 4

Înălțimi:

Vpkg - piept oblic înălțimea umărului

Orez. 5

Vpks - înălțimea umărului oblic spate

Orez. 6

Vg - înălțimea pieptului

Luăm măsurători din figură conform figurilor 1−4. Când luați măsurători ale circumferinței pieptului, taliei și șoldurilor, trebuie să luați Atentie speciala faptul ca banda de masurat sa fie pozitionata strict orizontal in cel mai ingust/mai larg loc (in functie de masuratoare). Când îndepărtați circumferințele, nu trebuie să strângeți banda, deoarece acest lucru poate duce la îngustarea produsului. Cea mai dificilă sarcină în această etapă este măsurarea corectă a înălțimii spatelui și față, precum și determinarea liniei proiectate a cusăturii umărului.

Creșterea slăbirii potrivirii

Creșterile depind de tipul de țesătură, de elasticitatea acesteia, precum și de libertatea dorită a produsului, iar acest lucru trebuie luat în considerare la construcție. De exemplu, vom lua valori medii. De asemenea, trebuie să luăm în considerare faptul că folosim incremente pentru a construi jumătate din produs.

Pentru un exemplu despre cum să construim o rochie, vom lua mărimea 48 (aceasta este mărimea 96,0 cm pe piept) pentru înălțimea 164.

Masuri:

Sh = 18,5 cm
Сг1 =45,9 cm
Cr2 = 50,4 cm
Cr3 = 48,0 cm
St = 38,0 cm
Sat = 52,0 cm
Di = 90,0 cm
Dts = 42,9 cm
Accident = 44,4 cm
Shp = 13,3 cm
L = 17,3 cm
Shs = 18,3 cm
Vpx = 43,2 cm
Vprz = 21,5 cm
Bg = 27,5 cm

Creșteri:

Pg = 6,0 cm
Vin = 3,0 cm
Pb = 2,5 cm
Pshs = 0,8 cm
Pshp 0,3 cm
Psh pr = 4,9 cm
Pdts = 0,5 cm
Pdtp = 1,0 cm
Pshgor = 1,0 cm
Pspr = 2,0 cm

Calcul pentru crearea unei rețele:

Lățimea ochiului (A0a1) = Cr3+Pg=48,0+6,0= 54,0 cm
Lățimea spatelui (A0a) = Shs+Pshs=18,3+0,8=19,1 cm
Lățimea raftului (a1a2)= Шг+(Сг2-Сг1)+Пшп=17,3+(50,4−45,9)+0,3=22,1 cm
Lățime armhole (aa2)= Shpr=Shset-(Shsp+Shpol)= 54,0-(19,1+22,1)=12,8 cm
Adâncime armhole (A0G) = Vprz + Pspr 0,5*Pdts =21,5+2,0+0,5*0,5 = 23,8 cm
Poziția liniei taliei (A0T) = Dts+Pdts = 42,9+0,5 cm = 43,4 cm
Poziția liniei șoldului (A0B) = Dts/2−2 = 42,9/2−2 = 19,5 cm
Poziția liniei de jos a produsului (A"H1) = Di + Dts = 90,0 + 0,5 cm = 90,5 cm (lungimea spatelui trebuie lăsată deoparte după construirea gâtului spatelui), dar în această etapă vom va pune deoparte lungimea produsului de la punctul A1.

Meshing

Pasul 1

Orez. 7

Primul punct de construcție este punctul A0 și din acesta setăm lățimea grilei la dreapta - 54,0 cm, trasăm o linie și punem punctul a1 la sfârșitul segmentului.

În dreapta punctului A0 de pe linia A0a1 lăsăm deoparte lățimea spătarului și obținem punctul a.

La stânga punctului a1 de pe linia A0a1 lăsăm deoparte lățimea raftului și obținem punctul a2.
Segmentul aa2 este lățimea armholei.

În jos de la punctul A0 lăsăm deoparte înălțimea rețelei și punem punctul H la capătul segmentului - lungimea produsului. Corespunde liniei de jos a produsului (în această etapă).

De la punctul A0 în jos, trasăm poziția liniei toracice pe linia A0G și obținem punctul G.
De asemenea, din punctul A0 de pe segmentul A0G se trasează poziția liniei taliei și obținem punctul T.
Și amânăm poziția liniei șoldului din punctul T pe segmentul A0G și obținem punctul B.

De la punctul a1 în jos, stabilim și înălțimea grilei și obținem punctul H3. Închidem dreptunghiul.

Din punctele G, T și B trasăm drepte orizontale și obținem punctele G3, T3 și B3 la intersecția cu dreapta a1H3.
La rândul său, de la punctele a și a2 coborâm verticala până la linia pieptului GG3 și obținem punctele G1 și G4.
În primul rând și etapa importanta Construcția ochiurilor ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 7.

Desenarea spătarului

Pasul 2

Orez. 8

Din punctul A0 îl punem la stânga pe o linie de 0,5 cm - aceasta este ieșirea din centrul spatelui în partea de sus. Obținem punctul A0”.

Din punctul A0" în jos de-a lungul liniei A0H trasăm nivelul omoplaților, care este 0,4*Dts = 0,4*42,9 = 17,2 cm și obținem punctul Y. Conectăm punctul Y la punctul A0" cu o linie de timp.

Construim adâncimea gâtului spatelui A0"A = A2A1 = 7,2/3 = 2,4 în jos din punctul A0" pe linia A0"U. Completam dreptunghiul și trasăm linia gâtului spatelui cu un model. curba.
Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 8.

Pasul 3

Orez. 9

Din punctul T spre stânga pe linia taliei TT3 deosebim o îndoire de-a lungul liniei taliei = 1,5 cm, pentru produsele semi-adiacente. Obținem punctul T1.

Pentru a construi cusătura din mijloc a spatelui, punem o îndoire din punctul H la dreapta egală cu îndoirea de-a lungul liniei taliei de 1,5 cm și obținem punctul H1. Desenăm cusătura din spate din mijloc prin punctele A-U-T1-H1.

De la gâtul spatelui, de-a lungul cusăturii din mijloc, punem lungimea spatelui în jos și obținem punctul H (lungimea corectă).

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 9.

Pasul 4

Orez. 10

Construim punctul final al umărului, pentru aceasta construim o rază din punctul A2 egală cu Шп + deschidere de plasare = 13,3+2,0 = 15,3 cm, unde deschiderea săgeții este egală cu 2,0 cm. Și, de asemenea, a doua rază din punctul T1 egal cu Vpk+ Pvpk, unde Ppvk=Pdts+Ppn (creștere pe umăr, în în acest caz,=0), și obținem 43,2+0,5 = 43,7 cm.

La intersecția razelor din punctele A2 și T1 plasăm punctul P1.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 10.

Pasul 5

Orez. unsprezece

Începem construcția săgeții de umăr determinând poziția săgeții de-a lungul cusăturii umărului. Dartul ar trebui să fie situat la 1/3 - ¼ din lățimea umărului: 1/3 * 13,3 - ¼ + 13,3 = 4,4 - 3,3, să luăm valoarea 4,0 cm.

La construirea cusăturii umărului, am luat deschiderea tuck = 2,0 cm Punem punctul I1 pe umăr din punctul A2 și punctul I2 în trepte de 2,0 cm. Apoi, din punctele I1 și I2 desenăm o rază egală cu 7,0 cm și obținem punctul I. Legăm punctele I și I1 și I2. Pentru a alinia cusătura umărului, este necesar să măriți părțile laterale ale săgeților de la cusătura umărului cu 0,2 cm.

Conectăm părțile laterale ale săgeților cu punctele gâtului A2 și capătul cusăturii umărului P2. Din punctul P2 la verticala a1G1 desenăm o perpendiculară; vom avea nevoie de ea pentru a calcula liniile auxiliare ale armholei.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. unsprezece.

Pasul 6

Orez. 12

Construim puncte auxiliare ale armholei pe baza lungimii liniei P1G1 - lungimea acestei secțiuni este de 18,9 cm. Pentru a construi punctul P3 = 18,9/3 + 2,0 cm = 8,3 cm. Setăm punctul P3 din punctul G1 de la linia pieptului la segmentul G1a1.

Din colțul G1 al armurii desenăm o bisectoare cu lungimea = Шр*0,2 + 0,5 cm = 12,8*0,2 + 0,5 = 3,1 cm.

Punctul auxiliar G2 este situat în mijlocul lățimii armholei, adică Шр/2 = 12,8/2 = 6,4 cm.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 12.

Pasul 7

Orez. 13

Linia armholei din spate este trasată cu o linie netedă, în timp ce punctul P2 ar trebui să aibă un unghi drept.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 13.

Construirea unui desen al unui raft

Pasul 8

Fig.14

Pentru a construi punctul central al pieptului, distanța G3G4/2 - 1.0 = 22.½ - 1.0 = 10.1 cm este lăsată deoparte din punctul G3 la dreapta și obținem punctul G6.

Pentru produsele din grupul de rochii, întocmim o coborâre a liniei taliei = 0,5 cm, pentru aceasta punem 0,5 cm jos din punctul T3 și obținem punctul T31. Din acest punct tragem o linie orizontală la stânga cu o lungime egală cu lățimea lui G3G6.

Pentru a construi lățimea gâtului raftului Ssh/3 + Pshgor = 18,5/3 + 1,0 = 7,2 cm, ne deplasăm orizontal de la punctul A3 la stânga și obținem punctul A4. Calculăm adâncimea gâtului folosind formula A3A4 +1,0 = 8,2 cm și desenăm o rază din punctele A4 pe verticala A3T3 și obținem punctul gâtului A5. La rândul său, din punctele A5 și A4 cu raza egală cu adâncimea gâtului, facem serifi și obținem un punct auxiliar A3" din care desenăm arcul gâtului raftului.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 14.

Pasul 9

Fig.15

Poziţie cel mai înalt punct glande mamare o punem departe de punctul A4 cu o rază egală cu Br = 27,5 cm și obținem punctul G7.

La intersecția a două arce cu raza înălțimii pieptului din punctul G7 și raza deschiderii săgeții din punctul A4, găsim punctul A9.

Conectăm punctele A9 și A4 cu punctul G7 și obținem un dart de piept pentru față.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 15.

Pasul 10

Orez. 16

Pentru a determina punctele auxiliare, este necesar să se calculeze poziția punctului P4 pe segmentul a2G4. Pentru a face acest lucru, distanța P1G1 (din desen) - 1,0 cm = 18,9 - 1,0 = 17,9 cm, obținem distanța P4G4. Apoi, această distanță G4P4/3 = 6,0 cm și punem această distanță de la punctul G4 în sus și obținem punctul P6.

Punctul P5 se obtine la intersectia arcelor din punctul A9 - latimea umarului = 13,3 cm si din punctul P6 egal cu distanta P6P4 = 11,9 cm.

Tragem o linie de umăr prin punctele A9P5.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 16.

Pasul 11

Fig.17

Pentru a construi armuria raftului, trageți o linie auxiliară, în mijlocul căreia stabilim o perpendiculară de 1,0 cm lungime.

Din colțul G4 pentru a construi armuria, desenăm o bisectoare Шр*0,2 = 12,8*0,2 = 2,6 cm.

Prin punctele P5 - P6 - G2 și perpendicularele construite trasăm linia armurii raftului.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 17.

Construirea liniilor laterale

Pasul 12

Orez. 18

Vom începe să construim liniile laterale de-a lungul liniei pieptului din punctul G4 - acesta este mijlocul armholei. Din punctul G4 în jos trasăm o linie verticală, aceasta este linia centrală a cusăturii laterale.

La intersecția cu linia taliei, șoldurilor și fundului obținem punctele T2-B2-H2, respectiv.

Pentru a proiecta cusătura laterală, luați 0,4*R-r din talie = 0,4*11,5 = 4,6 și împărțiți această sumă la două, deoarece aceasta este o soluție completă de săgeți în cusătura laterală. Pentru a face acest lucru, 4,6/2 = 2,3 cm și puneți deoparte în fiecare direcție din punctul T2. Și obținem punctele T21 și T22.

În continuare, calculăm expansiunea de-a lungul șoldurilor, pentru aceasta (Sb + Pb) - B1B3 = (52 + 2,5) - 52,5 = 2,0 cm. O împărțim și în jumătate 2/2 = 1,0 cm, pentru a amâna expansiunea de-a lungul șoldurile de ambele părți ale punctului B2. Și obținem punctele B21 și B22.

ÎN în acest exemplu Când construim, vom lăsa rochia cu o siluetă dreaptă în partea de jos, așa că de-a lungul liniei de jos de-a lungul cusăturii laterale vom lăsa deoparte aceleași valori ca și de-a lungul șoldurilor. Și obținem punctele H21 și H22.

Prin punctele G4-T21-B22-H22 și G4-T22-B21-H21 trasăm liniile cusăturii laterale din față și din spate.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 18.

Pasul 13

Orez. 19

Pentru a construi un dart de-a lungul liniei taliei din spate, determinăm poziția săgeții de-a lungul liniei taliei pe spate, pentru aceasta, distanța T1T21/2 = 21,8/2 = 10,9 cm și obținem punctul T4.

Apoi, calculăm soluția de plimbare de-a lungul liniei taliei (R-r în afară talie - R-r în afara taliei) * 0,55 = (11,5 - 4,6) * 0,55 = 3,8 cm. De asemenea, împărțim această soluție în jumătate 3,8/2 = 1,9 și o punem deoparte din punctul T4 și obțineți punctele T41 și T42.

Înălțimea săgeții de la linia taliei în sus și în jos este de 15,0 cm - obținem punctele K1 și, respectiv, K2.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 19.

Pasul 14

Orez. 20

Pentru a construi un dart de-a lungul liniei taliei a raftului, folosim poziția centrului pieptului pe raft; pentru a face acest lucru, în jos de la linia taliei de la punctul T6, coborâm verticala la linia șoldului - obținem punctul T5.

Apoi, calculăm soluția de tuck de-a lungul liniei dimensiune talie vyt tal - R-r vyt tal side-R-r vytal sp = 11,5 - 4,6 - 3,8 = 3,1 cm Împărțim și această soluție în jumătate 3,½ = 1,55 și o lăsăm deoparte de punctul T5 și obținem punctele T51 și T52.

Înălțimea săgeții de la linia taliei în sus și în jos este aceeași ca pe spate, 15,0 cm - obținem punctele K3 și K4.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 20.

Pasul 15

Orez. 21

Pentru a construi linii de relief, este necesar să transferați o parte din săgeata pieptului din față. Pentru a face acest lucru, cu o crestătură egală cu distanța de la decolteu la dartul din spate = 4,0 cm, lăsați deoparte 4,0 cm pe linia umărului raftului și obțineți punctul A81.

Conectăm punctul A81 și punctul G7 - aceasta este lungimea razei de transfer a săgeții toracice = 26,3 cm.

Acum din punctul A4 lăsăm deoparte raza A4A8, egală cu secțiunea A9A81 = 4,0 cm, punem prima crestătură, iar din punctul G7 cu raza egală cu segmentul A81G7, facem a doua crestătură. La intersecția razelor obținem punctul A8. Apoi conectăm punctele A8 și G7, precum și punctele A8 și A4 - obținem o linie de umăr la linia de relief a raftului și o secțiune a reliefului de raft.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 21.

Pasul 16

Orez. 22

Pentru a proiecta linia de jos a produsului, trebuie să coborâți linia centrului raftului - coborârea liniei de jos H3H31 este de 1,0 cm.

Coborâm liniile raftului și reliefurile din spate până la linia de jos și obținem punctele H4 și, respectiv, H5.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 22.

Orez. 23

Construcția rochiei a luat sfârșit și desenul nostru ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 23.

Pasul 17

Orez. 24

Apoi, trebuie să transferați părțile principale ale raftului, partea din față, spatele și partea din spate pe hârtie de calc și adăugați alocații de cusătură.

Această etapă de construcție ar trebui să arate așa cum se arată în Fig. 24.

Dacă aceștia sunt primii pași în design, atunci designul trebuie verificat, adică coaseți rochia din material textil și încercați-o pentru a vă asigura că nu există erori în calcule și construcție.

De asemenea, după construcție, este necesar să se adauge detalii ale fețelor decolteului și ale brațurilor din spate și față. Și de asemenea, dacă se dorește, elemente decorative - juguri, baloane, țevi etc.

Foto: site
Text și ilustrații: Olga Kuznetsova
Material pregătit de Anna Soboleva

Mișcare proprieși vitezele radiale ale stelelor. Vitezele deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie. Rotația galaxiei.

O comparație a coordonatelor ecuatoriale ale acelorași stele, determinate pe perioade semnificative de timp, a arătat că a și d se schimbă în timp. O parte semnificativă a acestor schimbări este cauzată de precesiune, nutație, aberație și paralaxa anuală. Dacă excludem influența acestor motive, atunci modificările scad, dar nu dispar complet. Deplasarea rămasă a stelei pe sfera cerească pe parcursul unui an se numește mișcarea proprie a stelei m. Se exprimă în secunde. arcuri pe an.

Mișcările adecvate diferă pentru diferite stele ca mărime și direcție. Doar câteva zeci de stele au mișcări adecvate mai mari de 1” pe an. Cea mai mare mișcare proprie cunoscută a stelei „zburătoare” a lui Barnard este m = 10”,27. Majoritatea stelelor au o mișcare proprie egală cu sutimi și miimi de secundă de arc pe an.

Pe perioade lungi de timp, egale cu zeci de mii de ani, tiparele constelațiilor se schimbă foarte mult.

Mișcarea proprie a stelei are loc de-a lungul unui arc de cerc mare cu viteza constanta. Ascensiunea dreaptă se modifică cu o cantitate m a , numită mișcare propriu-zisă de ascensiune dreaptă, iar declinația se modifică cu o cantitate m d , numită mișcare proprie de declinare.

Mișcarea proprie a stelei se calculează folosind formula:

m = Ö(m a 2 + m d 2).

Dacă se cunoaște mișcarea adecvată a stelei pe an și distanța până la ea r în parsecs, atunci nu este dificil de calculat proiecția vitezei spațiale a stelei pe planul cerului. Această proiecție se numește viteza tangentiala V t și se calculează prin formula:

V t = m”r/206265” ps/an = 4,74 m r km/s.

pentru a afla viteza spațială V a unei stele, este necesar să se cunoască viteza sa radială Vr, care este determinată de deplasarea Doppler a liniilor din spectrul stelei. Deoarece V t și V r sunt reciproc perpendiculare, viteza spațială a stelei este egală cu:

V = Ö(V t 2 + V r 2).

Cel mai stele rapide sunt variabile de tip RR Lyra. Viteza lor medie în raport cu Soarele este de 130 km/s. Cu toate acestea, aceste stele se mișcă împotriva rotației Galaxiei, astfel încât viteza lor se dovedește a fi scăzută (250 -130 = 120 km/s). Stele foarte rapide, cu viteze de aproximativ 350 km/s față de centrul Galaxiei, nu sunt observate, deoarece o viteză de 320 km/s este suficientă pentru a părăsi câmpul gravitațional al Galaxiei sau pentru a se roti pe o orbită foarte alungită.

Cunoașterea mișcărilor adecvate și a vitezelor radiale ale stelelor permite să judeci mișcările stelelor în raport cu Soarele, care se mișcă și în spațiu. Prin urmare, mișcările observate ale stelelor constau din două părți, dintre care una este o consecință a mișcării Soarelui, iar cealaltă este mișcarea individuală a stelei.

Pentru a judeca mișcările stelelor, trebuie să găsim viteza de mișcare a Soarelui și să o excludem din vitezele observate de mișcare a stelelor.

Punctul de pe sfera cerească către care este îndreptat vectorul viteză al Soarelui se numește vârf solar, iar punctul opus se numește antiapex.

Apex sistem solar este situat în constelația Hercule, are coordonatele: a = 270 0, d = +30 0. În această direcție, Soarele se mișcă cu o viteză de aproximativ 20 km/s, în raport cu stelele situate la cel mult 100 pc de acesta. În timpul anului, Soarele parcurge 630.000.000 km, sau 4,2 UA.

Dacă un grup de stele se mișcă cu aceeași viteză, atunci dacă vă aflați pe una dintre aceste stele, nu puteți detecta mișcarea generală. Situația este diferită dacă viteza se schimbă ca și cum un grup de stele s-ar fi deplasat centru general. Atunci viteza stelelor mai apropiate de centru va fi mai mică decât a celor mai îndepărtate de centru. Viteze radiale observate stele îndepărtate demonstra o astfel de mișcare. Toate stelele, împreună cu Soarele, se mișcă perpendicular pe direcția centrului galaxiei. Această mișcare este o consecință a rotației generale a Galaxiei, a cărei viteză variază în funcție de distanța de la centrul său (rotație diferențială).

Rotația Galaxy are următoarele caracteristici:

1. Apare în sensul acelor de ceasornic când privim Galaxia de la polul ei nord, situat în constelația Coma Berenices.

2. Viteza unghiulară de rotație scade cu distanța de la centru.

3. Viteza liniară de rotație crește mai întâi pe măsură ce se îndepărtează de centru. Apoi, aproximativ la distanța Soarelui, ajunge cea mai mare valoare aproximativ 250 km/s, după care scade încet.

4. Soarele și stelele din vecinătatea lui completează o revoluție în jurul centrului Galaxiei în aproximativ 230 de milioane de ani. Această perioadă de timp se numește an galactic.

24.2 Populații stelare și subsisteme galactice.

Stelele situate în apropierea Soarelui se disting prin luminozitate ridicată și aparțin primului tip de populație. se găsesc de obicei în regiunile exterioare ale Galaxiei. Stelele situate departe de Soare, situate în apropierea centrului galaxiei și în coroană aparțin tipului de populație II. Împărțirea stelelor în populații a fost efectuată de Baade în timp ce studia Nebuloasa Andromeda. Cele mai strălucitoare stele din Populația I sunt albastre și au valori absolute până la -9 m, iar cele mai strălucitoare stele din populația II sunt roșii cu abs. magnitudine -3 m. În plus, Populația I se caracterizează printr-o abundență de gaz și praf interstelar, care sunt absente în Populația II.

O împărțire detaliată a stelelor din galaxie în populații include 6 tipuri:

1. Populația extremă I – include obiectele conținute în ramuri spiralate. Aceasta include gazul interstelar și praful concentrat în brațele spiralate din care se formează stelele. Vedetele acestei populații sunt foarte tinere. Vârsta lor este de 20-50 de milioane de ani. Regiunea de existență a acestor stele este limitată la un strat galactic subțire: un inel cu o rază interioară de 5000 ps, ​​o rază exterioară de 15.000 ps și o grosime de aproximativ 500 ps.

Aceste stele includ stele din clase spectrale de la O la B2, supergiganți din clasele spectrale târzii, stele de tip Wolf-Rayet, stele cu emisie de clasa B, asociații stelare, variabile T Tauri.

2. Stelele populației obișnuite I sunt puțin mai în vârstă, vârsta lor este de 2-3 ani cosmici. S-au îndepărtat de brațele spirale și sunt adesea localizate în apropierea planului central al Galaxiei.

Acestea includ stele din subclasele de la B3 la B8 și stele normale din clasa A, diss. clustere cu stele din aceleași clase, stele din clasele de la A la F cu linii metalice puternice, supergiganți roșu mai puțin strălucitor.

3. Stele ale populației de discuri. Vârsta lor este de la 1 la 5 miliarde de ani, adică. 5-25 ani spațiali. Aceste stele includ Soarele. Această populație include multe stele subtile situate la 1000 pc de planul central din centura galactică, cu o rază interioară de 5000 pc și o rază exterioară de 15.000 pc. Aceste stele includ giganți obișnuiți din clasele G la K, stele din secvența principală din clasele G la K, variabile cu perioade lungi cu perioade mai mari de 250 de zile, stele variabile semi-regulare, nebuloase planetare, stele noi, grupuri deschise vechi.

4. Stelele din populația intermediară II includ obiecte situate la distanțe mai mari de 1000 pc de fiecare parte a planului central al galaxiei. Aceste stele se rotesc pe orbite alungite. Acestea includ majoritatea stelelor vechi, cu vârste cuprinse între 50 și 80 de ani cosmici, stele cu viteze mari, cu linii slabe, variabile cu perioade lungi cu perioade de la 50 la 250 de zile, cefeidele W Virgo, variabilele RR Lyrae, piticele albe, globulare. clustere .

5. Populația coroanei galactice. includ obiecte care apar pe primele etape evoluția Galaxiei, care la acea vreme era mai puțin plată decât este acum. Aceste obiecte includ subpitici, clustere globulare corona, stele RR Lyrae, stele cu linii extrem de slabe și stele cu cele mai mari viteze.

6. Stelele populației de bază includ cele mai puțin cunoscute obiecte. În spectrele acestor stele observate în alte galaxii, liniile de sodiu sunt puternice, iar benzile de cianogen (CN) sunt intense. Acestea pot fi pitici de clasa M. Astfel de obiecte includ stele de tip RR Lyrae, stele globulare. clustere bogate în metale, nebuloase planetare, pitici de clasă M, stele gigantice de clasă G și M cu benzi puternice de cianură, obiecte în infraroșu.

Cele mai importante elemente ale structurii galaxiei sunt condensarea centrală, brațele spiralate și discul. Condensarea centrală a Galaxiei ne este ascunsă de materia întunecată opacă. Jumătatea sa sudică este cel mai bine vizibilă ca un nor de stea strălucitor în constelația Săgetător. A doua jumătate poate fi observată și în razele infraroșii. Aceste jumătăți sunt separate de o bandă puternică de materie praf, care este opac chiar și la razele infraroșii. Dimensiunile liniare ale condensarii centrale sunt de 3 pe 5 kiloparsec.

Regiunea Galaxy la o distanță de 4-8 kpc de centru se distinge printr-o serie de caracteristici. Conține cel mai mare număr de pulsari și resturi de gaze de la exploziile supernovei, emisii radio intense non-termice, iar stelele O și B tinere și fierbinți sunt mai frecvente. În această regiune există nori moleculari de hidrogen. În materia difuză a acestei regiuni, concentrația razelor cosmice este crescută.

La o distanță de 3-4 kpc de centrul Galaxiei, metodele de radioastronomie au descoperit un braț de hidrogen neutru cu o masă de aproximativ 100.000.000 solare, extinzându-se cu o viteză de aproximativ 50 km/s. pe cealaltă parte a centrului, la o distanță de aproximativ 2 kpc, se află un braț cu o masă de 10 ori mai mică, care se îndepărtează de centru cu o viteză de 135 km/s.

În zona centrală sunt mai mulți nori de gaz cu mase de 10.000 - 100.000 de mase solare, care se retrag cu o viteză de 100 - 170 km/s.

Regiunea centrală cu o rază mai mică de 1 kpc este ocupată de un inel de gaz neutru, care se rotește cu o viteză de 200 km/s în jurul centrului. În interiorul acestuia există o vastă regiune H II în formă de disc, cu un diametru de aproximativ 300 ps. În regiunea centrului se observă radiații non-termice, ceea ce indică o creștere a concentrației razelor cosmice și a intensității câmpurilor magnetice.

Combinația de fenomene observate în regiunile centrale ale Galaxiei sugerează posibilitatea ca în urmă cu peste 10.000.000 de ani, nori de gaz cu o masă totală de aproximativ 10.000.000 de mase solare și cu o viteză de aproximativ 600 km/s să fi avut loc din centrul Galaxiei.

În constelația Săgetător, în apropierea centrului Galaxiei, există mai multe surse puternice de radio și Radiatii infrarosii. Unul dintre ei, Săgetător-A, este situat chiar în centrul Galaxiei. Este înconjurat de un nor molecular în formă de inel cu o rază de 200 ps, ​​care se extinde cu o viteză de 140 km/s. În regiunile centrale are loc un proces activ de formare a stelelor.

În centrul galaxiei noastre există cel mai probabil un nucleu asemănător unui cluster de stele globulare. Receptoarele cu infraroșu au detectat acolo un obiect eliptic cu dimensiuni de 10 ps. În interiorul acestuia poate exista un grup de stele dens cu un diametru de 1 ps. Poate fi, de asemenea, un obiect de natură relativistă necunoscută.

24.3 Structura în spirală a galaxiei.

Natura structurii spiralate a Galaxiei este asociată cu undele de densitate spirală care se propagă în discul stelar. Aceste unde sunt asemănătoare undelor sonore, dar datorită rotației capătă aspectul unor spirale. Mediul în care se propagă aceste unde constă nu numai din materie interstelară de gaz și praf, ci și din stelele înseși. Stelele formează, de asemenea, un fel de gaz, diferit de subiecte obișnuite că nu există ciocniri între particulele sale.

Val de densitate spirală, la fel ca una obișnuită undă longitudinală, reprezinta o alternanta de compactari succesive si rarefactii ale Mediului. Spre deosebire de gaze și stele, modelul spiralat al undelor se rotește în aceeași direcție cu întreaga Galaxie, dar vizibil mai lent și cu o constantă. viteză unghiulară, ca un corp solid.

Prin urmare, substanța ajunge constant din urmă cu ramurile spiralate cu interiorși trece prin ele. Cu toate acestea, pentru stele și gaz, această trecere prin brațele spiralate are loc diferit. Stelele, ca și gazul, sunt compactate într-o undă spirală, concentrația lor crește cu 10 - 20%. În consecință, potențialul gravitațional crește. Dar, deoarece nu există ciocniri între stele, ele își mențin impulsul, își schimbă ușor calea în brațul spiralat și ies din el în aproape aceeași direcție în care au intrat.

Gazul se comportă diferit. Din cauza coliziunilor, la intrarea în manșon, acesta își pierde momentul unghiular, încetinește și începe să se acumuleze la limita interioară a manșonului. Noile porțiuni de gaz care intră conduc la formarea de undă de șoc cu o mare diferență de densitate. Ca rezultat, marginile de compactare a gazului se formează la ramurile spiralate și a instabilitate termică. Gazul devine rapid opac, se răcește și intră într-o fază densă, formând complexe gaz-praf favorabile formării stelelor. Stelele tinere și fierbinți excită strălucirea gazului, ceea ce provoacă apariția nebuloaselor strălucitoare care, împreună cu stelele fierbinți, conturează o structură spirală care repetă valul de densitate spirală în discul stelar.

Structura spirală a galaxiei noastre a fost studiată folosind cercetările altora galaxii spirale. Cercetările au arătat că brațele spiralate ale galaxiilor învecinate constau din giganți fierbinți, supergiganți, praf și gaz. Dacă eliminați aceste obiecte, ramurile spiralate vor dispărea. Roșu și stele galbene Umpleți uniform zonele din ramuri și dintre ele.

Pentru a clarifica structura spirală a galaxiei noastre, trebuie să observăm giganții fierbinți, praful și gazele. Acest lucru este destul de dificil de făcut, deoarece Soarele se află în planul Galaxiei și diferite ramuri spiralate sunt proiectate una peste alta. Metode moderne nu permiteți determinarea precisă a distanțelor față de giganții îndepărtați, ceea ce face dificilă crearea unei imagini spațiale. În plus, în planul Galaxiei se află mase mari de praf cu structură neomogenă și densități variate, ceea ce face studiul obiectelor îndepărtate și mai dificil.

Studiul hidrogenului la o lungime de undă de 21 cm arată o mare promisiune.Cu ajutorul lor, este posibil să se măsoare densitatea hidrogenului neutru în diverse locuri Galaxii. Această lucrare a fost realizată de astronomii olandezi Holst, Muller, Oort și alții. Rezultatul a fost o imagine a distribuției hidrogenului, care a conturat contururile structurii spiralate a Galaxiei. Hidrogenul este în cantitati mari alături de stele fierbinți tinere care determină structura brațelor spiralate. Radiația hidrogenului neutru este cu undă lungă, în domeniul radio, iar materia prafului interstelar este transparentă pentru aceasta. Radiația de 21 de centimetri ajunge din cele mai îndepărtate regiuni ale Galaxiei fără distorsiuni.

Galaxia este în continuă schimbare. Aceste schimbări apar lent și treptat. Ele sunt greu de detectat de către cercetători, deoarece viața umană este foarte scurtă în comparație cu viața stelelor și galaxiilor. Când ne referim la evoluția cosmică, trebuie să alegeți o unitate de timp foarte lungă. O astfel de unitate este anul cosmic, adică. timp viraj complet Soarele în jurul centrului Galaxiei. Este egal cu 250 de milioane de ani pământeni. Stelele Galaxiei se amestecă constant și într-un an cosmic, mișcându-se chiar și cu o viteză mică de 1 km/s una față de alta, două stele se vor îndepărta cu 250 ps. În acest timp, unele grupuri de stele se pot dezintegra, în timp ce altele se pot forma din nou. Aspectul Galaxy se va schimba foarte mult. Pe lângă modificările mecanice, anul cosmic se schimbă stare fizică Galaxii. Stelele din clasele O și B pot străluci puternic doar pentru o perioadă egală cu o parte a unui an cosmic. Vârsta celor mai strălucitori giganți observați este de aproximativ 10 milioane de ani. Cu toate acestea, în ciuda acestui fapt, configurația brațelor spiralate poate rămâne destul de stabilă. Unele stele vor părăsi aceste regiuni, altele vor zbura la locul lor, unele stele vor muri, altele se vor naște dintr-o masă uriașă de complexe gaz-praf de ramuri spiralate. Dacă distribuția pozițiilor și mișcărilor obiectelor în orice galaxie nu este supusă mari schimbari, atunci acest sistem stelar este într-o stare de echilibru dinamic. Pentru un anumit grup de stele, starea de echilibru dinamic poate fi menținută timp de 100 de ani cosmici. Cu toate acestea, pe o perioadă mai lungă egală cu mii de cosmos. ani, starea de echilibru dinamic va fi perturbată din cauza trecerilor apropiate aleatorii ale stelelor. Ea va fi înlocuită de o stare de echilibru statistic cvasipermanentă dinamic, mai stabilă, în care stelele sunt mai bine amestecate.

25. Astronomie extragalactică.

25.1 Clasificarea galaxiilor și distribuția lor spațială.

Găsitorii francezi de comete Messier și Masham au întocmit un catalog de obiecte nebuloase observate pe cer în 1784 cu ochiul liber sau printr-un telescop pentru a munca in continuare nu le confunda cu cometele care sosesc. Obiectele catalogului Messier s-au dovedit a fi de cea mai diversă natură. O parte dintre ele - clustere de stele iar nebuloasa aparține galaxiei noastre, cealaltă parte sunt obiecte mai îndepărtate și sunt aceleași sisteme stelare ca și galaxia noastră. Înțelegerea adevăratei naturi a galaxiilor nu a venit imediat. Abia în 1917, Ritchie și Curtis, observând o supernova în galaxia NGC 224, au calculat că se află la o distanță de 460.000 pc, adică. de 15 ori diametrul galaxiei noastre, ceea ce înseamnă mult dincolo de granițele sale. Problema a fost clarificată în cele din urmă în 1924-1926, când E. Hubble, folosind un telescop de 2,5 metri, a primit fotografii ale Nebuloasei Andromeda, unde ramurile spirale s-au descompus în stele individuale.

Astăzi, se cunosc multe galaxii care sunt situate de noi la o distanță de sute de mii până la miliarde de ani lumină. ani.

Multe galaxii au fost descrise și catalogate. Cel mai des folosit este „New General Dreyer Catalog” (NGC). Fiecare galaxie are propriul ei număr. De exemplu, Nebuloasa Andromeda este desemnată NGC 224.

Observațiile galaxiilor au arătat că acestea sunt foarte diverse ca formă și structură. Pe baza aspectului lor, galaxiile sunt împărțite în eliptice, spirale, lenticulare și neregulate.

Galaxii eliptice(E) în fotografii au formă de elipse fără granițe ascuțite. Luminozitatea crește treptat de la periferie spre centru. Structura interna de obicei absentă. Aceste galaxii sunt construite din giganți roșii și galbeni, pitici roșii și galbene și un număr de stele albe cu luminozitate scăzută, de exemplu. în principal din stele populaţiei de tip II. Nu există supergiganți alb-albastru care creează de obicei structura brațelor spiralate. În exterior, galaxiile eliptice diferă prin compresie mai mare sau mai mică.

Indicatorul de compresie este valoarea

ușor de găsit dacă axele majore a și minore b sunt măsurate în fotografie. Indicele de compresie este adăugat după litera care indică forma galaxiei, de exemplu, E3. S-a dovedit că nu există galaxii foarte comprimate, deci cel mai mare indicator este 7. O galaxie sferică are un indicator de 0.

Este evident că galaxiile eliptice au forma geometrică a unui elipsoid de revoluție. E. Hubble a pus întrebarea dacă diversitatea formelor observate este o consecință a diferitelor orientări ale galaxiilor la fel de oblate în spațiu. Această problemă a fost rezolvată matematic și s-a primit răspunsul că în componența clusterelor de galaxii cele mai comune galaxii sunt cele cu indice de compresie 4, 5, 6, 7 și aproape că nu există galaxii sferice. Și în afara clusterelor se găsesc aproape doar galaxii cu indici 1 și 0. Galaxiile eliptice din clustere sunt galaxii gigantice, iar clusterele din exterior sunt galaxii pitice.

Galaxii spirale(S). Ele prezintă o structură sub formă de ramuri spiralate care se extind de la miezul central. Ramurile ies în evidență pe un fundal mai puțin luminos datorită faptului că conțin cele mai fierbinți stele, grupuri tinere și nebuloase de gaz luminoase.

Edwin Hubble a împărțit galaxiile spirale în subclase. Măsura este gradul de dezvoltare a ramurilor și dimensiunea nucleului galactic.

În galaxiile Sa, ramurile sunt strâns răsucite și relativ netede, slab dezvoltate. Nucleele sunt întotdeauna mari, de obicei reprezentând aproximativ jumătate din dimensiunea observată a întregii galaxii. Galaxiile din această subclasă sunt cel mai asemănătoare cu cele eliptice. De obicei, există două ramuri care ies din părți opuse ale nucleului, dar rareori sunt mai multe.

În galaxiile Sb, brațele spiralate sunt vizibil dezvoltate, dar nu au ramuri. Miezurile sunt mai mici decât cele din clasa anterioară. Galaxiile de acest tip prezintă adesea multe brațe spiralate.

Galaxiile cu ramuri foarte dezvoltate împărțite în mai multe brațe și un miez mic în comparație cu acestea aparțin tipului Sc.

În ciuda diversităţii aspect, galaxiile spirale au o structură similară. În ele pot fi distinse trei componente: un disc stelar, a cărui grosime este de 5-10 ori mai mică decât diametrul galaxiei, o componentă sferoidă și o componentă plată, care este de câteva ori mai mică ca grosime decât discul. Componenta plată include gazul interstelar, praful, stele tinere și ramuri spiralate.

Raportul de compresie al galaxiilor spirale este întotdeauna mai mare de 7. În același timp, galaxiile eliptice sunt întotdeauna mai mici de 7. Acest lucru sugerează că în galaxiile slab comprimate nu se poate dezvolta o structură spirală. Pentru ca acesta să apară, sistemul trebuie să fie foarte comprimat.

S-a dovedit că o galaxie puternic comprimată nu poate deveni slab comprimată în timpul evoluției sale, precum și invers. Aceasta înseamnă că galaxiile eliptice nu se pot transforma în galaxii spirale, iar galaxiile spirale nu se pot transforma în galaxii eliptice. Compresie diferită se datorează sume variabile sisteme de rotație. Acele galaxii care au primit o cantitate suficientă de rotație în timpul formării au luat o formă foarte comprimată și s-au dezvoltat ramuri spiralate în ele.

Există galaxii spirale în care miezul este situat în mijlocul unei bare drepte, iar ramurile spiralate încep doar la capetele acestei bare. Astfel de galaxii sunt denumite SBa, SBb, SBc. Adăugarea literei B indică prezența unui jumper.

Galaxiile lenticulare(S0). În exterior arată ca niște eliptice, dar au un disc în stea. Ele sunt similare ca structură cu galaxiile spirale, dar diferă de ele prin absența unei componente plate și a ramurilor spiralate. Galaxiile lenticulare diferă de galaxiile spirale observate la margine prin absența unei benzi. materie întunecată. Schwarzschild a propus o teorie conform căreia galaxiile lenticulare se pot forma din cele spiralate în procesul de îndepărtare a materiei gazoase și a prafului.

Galaxii neregulate(Ir). Au un aspect asimetric. Nu au ramuri spiralate, iar stelele fierbinți și materia gazoasă-praf sunt concentrate în el grupuri separate sau împrăștiate pe tot discul. Există o componentă sferoidă cu luminozitate scăzută. Aceste galaxii se caracterizează printr-un conținut ridicat de gaz interstelar și stele tinere.

Forma neregulată a unei galaxii se poate datora faptului că nu a avut timp să accepte forma corectă datorita densitatii reduse a materiei din acesta sau datorita varstei sale fragede. O galaxie poate deveni neregulată din cauza distorsiunii formei sale ca urmare a interacțiunii cu o altă galaxie.

Galaxiile neregulate sunt împărțite în două subtipuri.

Subtipul Ir I se caracterizează prin luminozitate ridicată a suprafeței și structură neregulată complexă. Unele galaxii din acest subtip prezintă o structură spirală distrusă. Astfel de galaxii apar adesea în perechi.

Subtipul Ir II se caracterizează prin luminozitate scăzută a suprafeței. Această proprietate face dificilă detectarea unor astfel de galaxii și sunt cunoscute doar câteva. Luminozitatea scăzută a suprafeței indică o densitate stelară scăzută. Aceasta înseamnă că aceste galaxii trebuie să se miște foarte lent din formă neregulată la cea corectă.

În iulie 1995, a fost realizat un studiu asupra telescopul spațial lor. Hubble caută galaxii albastre slabe neregulate. S-a dovedit că aceste obiecte, situate de noi la distanțe de la 3 la 8 miliarde de ani lumină, sunt cele mai comune. Cele mai multe dintre ele au o culoare albastră extrem de bogată, ceea ce indică faptul că sunt în curs de formare intensă a stelelor. La distanțe apropiate corespunzătoare Universului modern, aceste galaxii nu apar.

Galaxiile sunt mult mai diverse decât tipurile considerate, iar această diversitate se referă la forme, structuri, luminozitate, compoziție, densitate, masă, spectru și caracteristici de radiație.

Se pot distinge următoarele tipuri morfologice de galaxii, abordându-le din diferite puncte de vedere.

Sisteme amorfe, fără structură- inclusiv galaxiile E și majoritatea S0. Nu conțin sau aproape deloc materie difuză și giganți fierbinți.

Aro Galaxy- mai albastru decât celelalte. Multe dintre ele au linii înguste, dar luminoase în spectru. Poate sunt foarte bogate în gaze.

galaxiile Seyfert - tipuri variate, dar caracterizat printr-o lățime foarte mare de linii de emisie puternice în spectrele lor.

Quazari- surse radio cvasi-stelare, QSS, care nu se pot distinge ca aspect de stele, dar emit unde radio, precum cele mai puternice galaxii radio. Ele sunt caracterizate printr-o culoare albăstruie și linii luminoase în spectru care au o schimbare uriașă de roșu. Galaxiile supergigant sunt superioare ca luminozitate.

Kwazags- Galaxii quasi-stelare QSG - diferă de quasari prin absența unei emisii radio puternice.

Stelele sunt clare, stelele sunt înalte!
Ce păstrezi în tine, ce ascunzi?
Stele care ascund gânduri adânci,
Cu ce ​​putere captivezi sufletul?
Asteriscuri frecvente, asteriscuri strânse!
Ce este frumos la tine, ce este puternic la tine?
Ce sunteți captivanți, stele cerești,
Putere cunoștințe mari ardere?
S. A Yesenin

Lecția 6/23

Subiect: Viteza spațială a stelelor

Ţintă: Introduceți mișcarea stelelor - viteza spațială și componentele acesteia: tangențială și radială, efectul Doppler (legea).

Sarcini :
1. Educational: introduceți conceptele: mișcarea proprie a stelelor, viteza radială și tangențială. Deduceți o formulă pentru determinarea vitezei spațiale și tangențiale a stelelor. Dați o idee despre efectul Doppler.
2. Educarea: justificați concluzia că stelele se mișcă și, ca urmare, aspectul cerului înstelat se modifică în timp, mândria de stiinta ruseasca- cercetarea astronomului rus A.A. Belopolsky, pentru a promova formarea unor astfel de idei ideologice precum relațiile cauză-efect, cunoașterea lumii și a modelelor sale.
3. De dezvoltare: capacitatea de a determina direcția (semnul) vitezei radiale, formarea capacității de a analiza materialul conținut în tabelele de referință.

Știi:
Nivelul 1 (standard) - conceptul de viteze: spațială, tangențială și radială. legea lui Doppler.
Nivelul 2 - conceptul de viteze: spațială, tangențială și radială. legea lui Doppler.
A fi capabil să:
Nivelul 1 (standard) - determinați viteza de mișcare a stelelor, direcția de mișcare prin deplasarea liniilor în spectrul stelei.
Nivelul 2 - determinați viteza de mișcare a stelelor, direcția de mișcare prin deplasarea liniilor în spectru.

Echipament: Tabele: stele, hartă stelară (montată pe perete și mobilă), atlas stelelor. Transparențe. CD- „Red Shift 5.1”, fotografii și ilustrații ale obiectelor astronomice de pe Internet, disc multimedia „Multimedia Library for Astronomy”

Conexiuni interdisciplinare: matematică (îmbunătățirea abilităților de calcul în găsirea logaritmi zecimali, descompunerea vectorului viteză în componente), fizică (viteză, analiză spectrală).

În timpul orelor:

Sondaj elevilor.

La tabla:
1) Metoda paralactică pentru determinarea distanței.
2) Determinați distanța prin strălucirea stelelor strălucitoare.
3) Rezolvarea problemelor din teme pentru acasă Nr. 3, Nr. 4, Nr. 5 din §22 (p. 131, Nr. 5 analog sarcină suplimentară 2, lecția 22) - arată soluții.
Odihnă:
1) Găsiți stele strălucitoare pe computer și caracterizați-le.
2) Sarcina 1: De câte ori este Sirius mai strălucitor decât Aldebaran? (luam valoarea stelei din tabelul XIII, I 1 / I 2 =2.512 m 2 -m 1, I 1 / I 2 =2.512 0.9+1.6 =1 0)
3) Sarcina 2: O stea este de 16 ori mai strălucitoare decât cealaltă. Care este diferența lor? magnitudini? (I 1 / I 2 = 2,512 m 2 -m 1, 16 = 2,512? m , ?m≈ 1,2/0,4=3}
4) Sarcina 3: Paralaxa lui Aldebaran este de 0,05". Cât durează lumina acestei stele pentru a ajunge la noi? (r=1/π, r=20pc=65,2 ani lumină?

Material nou.
La 720 g I. Xin(683-727, China) în timpul schimbării unghiulare a distanței dintre 28 de stele, pentru prima dată face o ghicire despre mișcarea stelelor. J. Bruno a mai susținut că stelele se mișcă.
ÎN 1718 E. Halley(Anglia) descoperă mișcarea corectă a stelelor prin cercetarea și compararea cataloagelor Hipparchus(125g la NE) și J. Flamsteed(1720) au descoperit că peste 1900 de ani unele stele s-au mutat: Sirius (α B. Canis) s-a mutat spre sud cu aproape un diametru și jumătate de Lună, Arcturus (α Bootes) cu două diametre ale Lunii spre sud și Aldebaran (α Taur) s-a deplasat cu 1/4 ori diametrul Lunii spre est. Pentru prima dată se dovedește că stelele sunt sori îndepărtați. Prima stea care o are în 1717 Arcturus și-a descoperit propria mișcare (α Bootes), situat la 36,7 St.
Deci, stelele se mișcă, adică își schimbă coordonatele în timp. Până la sfârșitul secolului al XVIII-lea, mișcarea adecvată a 13 stele a fost măsurată și V. Herschelîn 1783 a descoperit că Soarele nostru se mișcă și în spațiu.

	Lăsa m- unghiul cu care steaua s-a deplasat într-un an (mișcarea proprie - "/an). Dintr-un desen bazat pe teorema lui Pitagora υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , Unde υ r - viteza radială (de-a lungul liniei de vedere) și υ τ - viteza tangentiala (^ linia de vedere). Deoarece r = A/π , luând apoi în considerare deplasarea m ® r.m =A . m/ π ; Dar r.m / 1 an = u, apoi înlocuind datele numerice obținem viteza tangențială υ τ =4,74. m/π (form. 43) Viteza radiala υ r determinat de efect H. Doppler(1803-1853, Austria) (viteză radială (radială în astronomie)), care a stabilit în 1842 că lungimea de undă a sursei variază în funcție de direcția de mișcare. Aplicabilitatea efectului la undele luminoase a fost dovedită în 1900 în condiții de laborator A. A. Belopolsky. υ r =?λ . s/λ o.
	Apropiere sursă - trece la violet (semnul " - "). Îndepărtarea sursă - trece la Semn roșu " + ") .
A măsurat pentru prima dată vitezele radiale ale mai multor stele strălucitoare în 1868 William Heggins(1824 - 1910, Anglia). Din 1893 pentru prima dată în Rusia Aristarkh Apollonovich Belopolsky(1854 - 1934) a început să fotografieze stele și, după ce a efectuat numeroase măsurători precise ale vitezelor radiale ale stelelor (una dintre primele din lume care a folosit efectul Doppler), studiind spectrele acestora, a determinat vitezele radiale de 220 de lumini (2,5). -4 m) stele.

Cea mai rapidă stea de pe cer ß Ophiuchus (zburând Barnard, Barnard's Star, HIP 87937, descoperit în 1916 E. Barnard(1857-1923, SUA)), m= 9,57 m, r= 1,828 buc, m=10,31 ", pitică roșie. Steaua are un satelit în M ​​= 1,5 M de Jupiter, sau un sistem planetar. ß Ophiuchi are viteza radială = 106,88 km/s, spațială (la un unghi de 38 °) = 142 km /s. După măsurători ale mișcărilor proprii de > 50.000 de stele, s-a dovedit că cea mai rapidă stea de pe cer din constelația Porumbel (m Col) are o viteză spațială = 583 km/s.
La un număr de observatoare din întreaga lume cu telescoape mari, inclusiv în URSS (la Observatorul de astrofizică din Crimeea al Academiei de Științe a URSS), se efectuează determinări pe termen lung ale vitezei radiale a stelelor. Măsurătorile vitezei radiale a stelelor din galaxii au făcut posibilă detectarea rotației acestora și determinarea caracteristicilor cinematice ale rotației galaxiilor, precum și a galaxiei noastre. Modificările periodice ale vitezei radiale ale unor stele fac posibilă detectarea mișcării lor orbitale în sisteme binare și multiple și când să se determine orbitele, dimensiunile liniare și distanța până la stea.
Plus .
Pe măsură ce steaua se mișcă, își schimbă coordonatele ecuatoriale în timp, astfel încât propria mișcare a stelei poate fi descompusă în componente de-a lungul coordonatelor ecuatoriale și obținem m =√ (m A 2 + m δ2). Modificarea coordonatelor unei stele pe parcursul unui an în astronomie este determinată de formulele: A = 3,07 с +1,34 с sinα . tanδ Și Δδ=20,0". cosα
III. Fixarea materialului.
1. Exemplul nr. 10(pag. 135) - vedere
2.Pe cont propriu: Din lecția anterioară, găsiți viteza spațială pentru steaua dvs. (luând distanța din tabelul XIII) și din acest tabel mȘi υ r. Găsiți după PKZN și determinați coordonatele stelei.

Soluţie: (secventa) Din moment ce υ= √(υ r 2 +υ τ 2), mai întâi găsim π =1/r, atunci υ τ =4,74. m/π, dar abia acum găsim υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Rezultat:
1. Care este mișcarea corectă a unei stele?
2. Ce viteză numim spațială, tangențială, radială? Unde sunt situate?
3. Ce este efectul Doppler?
4. Note.

Acasă:§23, întrebări p. 135

Lecția a fost concepută de un membru al cercului Tehnologii Internet Leonenko Katia (clasa a XI-a), 2003.

„Planetarium” 410,05 mb		Resursa vă permite să o instalați pe computerul unui profesor sau al elevului versiunea completa Complex educațional și metodologic inovator „Planetarium”. „Planetarium” - o selecție de articole tematice - sunt destinate utilizării de către profesori și studenți la lecțiile de fizică, astronomie sau științe naturale din clasele 10-11. La instalarea complexului, se recomandă utilizarea numai litere englezeîn numele folderelor.
Materiale demonstrative 13,08 MB		Resursa reprezintă materiale demonstrative ale complexului educațional și metodologic inovator „Planetarium”.
Planetariu 2,67 mb		Această resursă este un model interactiv de Planetariu, care vă permite să studiați cerul înstelat lucrând cu acest model. Pentru a utiliza pe deplin resursa, trebuie să instalați Java Plug-in
Lecţie	Subiectul lecției	Dezvoltarea lecțiilor în colecția TsOR	Grafică statistică de la TsOR
Lecția 23	Viteza spațială a stelelor		Deplasarea stelelor peste 100 de ani 158,9 kb Măsurarea deplasărilor unghiulare ale stelelor 128,6 kb Mișcarea corectă a unei stele 128,3 kb Componentele mișcării proprii a unei stele 127,8 kb Viteze radiale și tangențiale 127,4 kb

Dacă se cunoaște mișcarea corespunzătoare a stelei m în secunde de arc pe an (vezi § 91) și distanța până la aceasta r în parsecs, atunci nu este dificil să se calculeze proiecția vitezei spațiale a stelei pe planul cerului . Această proiecție se numește viteza tangențială Vt și se calculează folosind formula (12.3) Pentru a afla viteza spațială V a unei stele, este necesar să se cunoască viteza sa radială Vr, care este determinată din deplasarea Doppler a liniilor din spectrul stelei. (§ 107). Deoarece Vr și Vt sunt reciproc perpendiculare, viteza spațială a stelei este egală cu (12.4). Cunoașterea mișcărilor adecvate și a vitezelor radiale ale stelelor ne permite să judecăm mișcările stelelor în raport cu Soarele, care, împreună cu planetele din jur. se mișcă și în spațiu. Prin urmare, mișcările observate ale stelelor constau din două părți, dintre care una este o consecință a mișcării Soarelui, iar cealaltă este mișcarea individuală a stelei. Pentru a judeca mișcările stelelor, trebuie să găsim viteza de mișcare a Soarelui și să o excludem din vitezele observate de mișcare a stelelor. Să determinăm mărimea și direcția vitezei Soarelui în spațiu. Punctul de pe sfera cerească spre care este îndreptat vectorul viteză al Soarelui se numește vârf solar, iar punctul opus acestuia se numește antiapex. Pentru a explica principiul pe care se găsește poziția vârfului solar, să presupunem că toate stelele, cu excepția Soarelui, sunt nemișcate. În acest caz, mișcările proprii observate și vitezele radiale ale stelelor vor fi cauzate doar de mișcarea Soarelui, care are loc la o viteză de VS (224). Să considerăm o stea S, a cărei direcție formează un unghi q cu vectorul VS. Deoarece am presupus că toate stelele sunt nemișcate, mișcarea aparentă a stelei S în raport cu Soarele ar trebui să aibă o viteză egală ca mărime și opusă în direcție vitezei Soarelui, adică - VS. Această viteză aparentă are două componente: una de-a lungul liniei de vedere, corespunzătoare vitezei radiale a stelei Vr = VScos q, (12.5) și cealaltă, situată în planul imaginii, corespunzătoare mișcării proprii a stelei, Vt. = VS sin q. (12.6) Ținând cont de dependența mărimii acestor proiecții de unghiul q, obținem că, datorită mișcării Soarelui în spațiu, vitezele radiale ale tuturor stelelor situate în direcția mișcării Soarelui ar trebui să pară ca să fie mai mici decât cele reale cu suma VS. Pentru stelele situate în direcția opusă, dimpotrivă, vitezele ar trebui să apară mai mari cu aceeași cantitate. Vitezele radiale ale stelelor situate pe direcția perpendiculară pe direcția de mișcare a Soarelui nu se modifică. Dar vor avea propriile mișcări, îndreptate spre anti-apex și ca mărime egal cu unghiul, sub care vectorul VS este vizibil de la distanța stelei. Pe măsură ce ne apropiem de apex și anti-apex, mărimea acestei mișcări proprii scade proporțional cu sin q, până la zero. În general, se pare că toate stelele par să fugă în direcția antiapexului. Astfel, în cazul în care numai Soarele se mișcă, mărimea și direcția vitezei de mișcare a acestuia pot fi găsite în două moduri: 1) prin măsurarea vitezelor radiale ale stelelor situate în direcții diferite, găsiți direcția în care viteza radială. este cel mai mare sens negativ; vârful este situat în această direcție; viteza de mișcare a Soarelui în direcția apexului este egală cu viteza radială maximă găsită; 2) după ce au măsurat mișcările proprii ale stelelor, găsiți un punct comun pe sfera cerească către care sunt îndreptate toate: punctul opus acestuia va fi vârful; pentru a determina viteza Soarelui, trebuie mai întâi să convertiți deplasarea unghiulară în viteză liniară, pentru care trebuie să selectați o stea cu o distanță cunoscută și apoi să găsiți VS folosind formula (12.6). Dacă presupunem acum că nu numai Soarele, ci și toate celelalte stele au mișcări individuale, atunci problema va deveni mai complicată. Cu toate acestea, privind această zonă a cerului un numar mare de stele, putem presupune că, în medie, mișcările lor individuale ar trebui să se compenseze reciproc. Prin urmare, valorile medii ale mișcărilor proprii și ale vitezelor radiale pentru un numar mare stelele ar trebui să prezinte aceleași modele ca stelele individuale doar în cazul analizat doar al mișcării Soarelui. Prin metoda descrisă s-a stabilit că vârful Sistemului Solar este situat în constelația Hercule și are o ascensiune dreaptă a = 270° și o declinare d = +30°. În această direcție Soarele se deplasează cu o viteză de aproximativ 20 km/sec.

Steaua din constelația Ophiuchus Barnard are cea mai rapidă mișcare corectă. În 100 de ani călătorește 17,26", iar în 188 de ani se deplasează după dimensiunea diametrului discului lunar. Steaua se află la o distanță de 1,81 pc. Deplasarea stelelor în 100 de ani

Stelele se mișcă cu la viteze diferiteși sunt îndepărtate de observator la diferite distanțe. Ca urmare, pozițiile relative ale stelelor se schimbă în timp. În cadrul unuia viata umana Este aproape imposibil de detectat modificări ale conturului constelației. Dacă urmăriți aceste schimbări de-a lungul a mii de ani, ele devin destul de vizibile.

Viteza spațială a unei stele este viteza cu care steaua se mișcă în spațiu în raport cu Soarele. Esența efectului Doppler: liniile din spectrul unei surse care se apropie de observator sunt deplasate la capătul violet al spectrului, iar liniile din spectrul unei surse în retragere sunt deplasate la capătul roșu al spectrului (față de poziţia liniilor în spectrul unei surse staţionare). Componentele mișcării proprii a stelelor μ – ​​mișcarea proprie a stelei π – paralaxa anuală a stelei λ – lungimea de undă în spectrul stelei λ 0 – lungimea de undă a sursei staționare Δλ – deplasarea liniei spectrale c – viteza luminii (3·10 5 km/s)