Halvomkrets (mått på omkretsar vi delar på mitten och får halva omkretsar):

Ris. ett

Ssh - halshalva omkrets
SG1 - brösthalva omkretsen först
SG2 - tvåans halva bröstomkrets
SG3 - brösthalva omkretsen tredje
St - halv midja
Sat - halvomkrets av höfterna

Längder:

Ris. 2

Di - produktlängd
Dp - axellängd
DTS - rygglängd till midja
Dtp - längd på hyllan till midjan

Ris. 3

Bredder:

Шп - axelbredd
Wh - bröstbredd
Шс - ryggbredd

Ris. 4

Höjd:

Vpkg - axelhöjd sned bröstkorg

Ris. fem

Vpks - axelhöjd sned rygg

Ris. 6

Vg - brösthöjd

Vi tar mått från figuren enligt figurerna 1−4. När du mäter bröst, midja och höfter måste du vara särskilt uppmärksam på att centimetertejpen ska placeras strikt horisontellt på det smalaste / bredaste stället (beroende på måttet). När du tar bort omgjordarna är det inte nödvändigt att sträcka ut tejpen, eftersom detta kan leda till en förträngning av produkten. Den svåraste uppgiften i detta skede är att korrekt mäta höjden på baksidan och framsidan, samt bestämma axelsömmens projicerade linje.

Flexibilitetsvinster

Ökningen beror på typen av tyg, dess elasticitet, såväl som produktens önskade frihet, och detta måste beaktas när man bygger. Till exempel tar vi medelvärden. Och du måste också ta hänsyn till att vi använder ökningen för att bygga hälften av produkten.

För ett exempel på att bygga en klänning tar vi en storlek 48 (detta är en storlek på 96,0 cm över bröstet) för en höjd av 164.

Mått:

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

Tillägg:

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

Beräkning för att bygga ett rutnät:

Rutnätsbredd (A0a1) = Cr3 + Pg \u003d 48,0 + 6,0 \u003d 54,0 cm
Ryggbredd (A0a) \u003d Ws + Pshs \u003d 18,3 + 0,8 \u003d 19,1 cm
Hyllbredd (a1a2) \u003d Wg + (Sg2-Sg1) + Pshp \u003d 17,3 + (50,4−45,9) + 0,3 \u003d 22,1 cm
Armhålsbredd (aa2) \u003d Shpr \u003d Shset-(Wsp + Shpol) \u003d 54,0-(19,1 + 22,1) \u003d 12,8 cm
Ärmhålsdjup (A0G) \u003d Vprz + Pspr 0,5 * Pdts \u003d 21,5 + 2,0 + 0,5 * 0,5 \u003d 23,8 cm
Midjelinjens position (A0T) \u003d Dts + Pdts \u003d 42,9 + 0,5 cm \u003d 43,4 cm
Höftlinjens position (A0B) \u003d Dts / 2-2 \u003d 42,9 / 2-2 \u003d 19,5 cm
Placeringen av produktens nedersta rad (A "H1) \u003d Di + Dts \u003d 90,0 + 0,5 cm \u003d 90,5 cm (längden på ryggen bör skjutas upp efter att ha konstruerat nacken på ryggen), men vid detta steg kommer vi att skjuta upp produktens längd från punkt A1.

Nätbyggnad

Steg 1

Ris. 7

Vi tar punkt A0 som den första konstruktionspunkten och från den avsätter vi rutnätets bredd till höger - 54,0 cm, ritar en linje och sätter punkten a1 i slutet av segmentet.

Till höger om punkten A0 på linjen A0a1 avsätter vi ryggstödets bredd, vi får punkt a.

Till vänster om punkten a1 på linjen A0a1 lägger vi åt sidan hyllans bredd och får punkten a2.
Segmentet aa2 är ärmhålets bredd.

Ner från punkt A0 lägger vi åt sidan höjden på nätet och sätter punkten H i slutet av segmentet - produktens längd. Motsvarar produktens nedersta rad (i detta skede).

Från punkt A0 och nedåt skjuter vi upp bröstlinjens position på linjen A0G och får punkt G.
Även från punkten A0 på segmentet A0G lägger midjelinjens position och vi får punkten T.
Och vi skjuter upp positionen för höftlinjen från punkten T på segmentet A0G och får punkt B.

Från punkt a1 neråt avsätter vi även höjden på rutnätet och får punkt H3. Vi stänger rektangeln.

Från punkterna G, T och B ritar vi horisontella linjer och får punkterna G3, T3 och B3 i skärningspunkten med linjen a1H3.
I sin tur, från punkterna a och a2, sänker vi vertikalen till bröstlinjen GG3 och får punkterna G1 och G4.
Det första och viktiga steget i att bygga nätet ska se ut som det som visas i fig. 7.

Bygger en ritning av baksidan

Steg 2

Ris. 8

Från punkt A0 sätter vi åt sidan till vänster på linjen 0,5 cm - detta är tillbakadragandet av mitten av ryggen längst upp. Vi får punkt A0".

Från punkt A0 "ner längs A0H-linjen lägger vi åt sidan nivån på skulderbladen, som är 0,4 * Dts \u003d 0,4 * 42,9 \u003d 17,2 cm och får punkt U. Vi kopplar punkt U med punkt A0 "med en tillfällig linje.

Vi bygger djupet på nacken på ryggen A0 "A \u003d A2A1 \u003d 7.2 / 3 \u003d 2.4 ner från punkten A0" på linjen A0 "Y. Vi kompletterar rektangeln och ritar upp nacklinjen på ryggen av den krökta kurvan.
Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 8.

Steg 3

Ris. nio

Från punkten T till vänster på midjelinjen TT3 skjuter vi upp uttaget längs midjelinjen = 1,5 cm, för halvangränsande produkter. Vi får punkt T1.

För att bygga den mittersta sömmen på baksidan avsätter vi från punkten H till höger en kran lika med kranen längs midjelinjen 1,5 cm och får punkten H1. Vi utför mittsömmen på baksidan genom punkterna A-U-T1-H1.

Från nacken på ryggen längs mittsömmen lägger vi ner ryggens längd och får H-punkten (rätt längd).

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. nio.

Steg 4

Ris. 10

Vi bygger axelns slutpunkt, för detta bygger vi en radie från punkt A2 lika med Shp + tucköppning \u003d 13,3 + 2,0 \u003d 15,3 cm, där tucköppningen är 2,0 cm. Och även den andra radien från punkt T1 lika med Vpk + Pvpk, där Ppvk \u003d Pdts + Ppn (ökning på axelkudden, i det här fallet \u003d 0), och vi får 43,2 + 0,5 \u003d 43,7 cm.

Vid skärningspunkten mellan radierna från punkterna A2 och T1 sätter vi punkten P1.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 10.

Steg 5

Ris. elva

Låt oss börja bygga en axelplastik genom att bestämma veckens position längs axelsömmen. Tuck ska vara placerad 1/3 - ¼ av axelbredden: 1/3 * 13,3 - ¼ + 13,3 \u003d 4,4 - 3,3, ta ett värde på 4,0 cm.

Vi tog tucklösningen när vi konstruerade axelsömmen = 2,0 cm Vi satte åt sidan punkt I1 på axeln från punkt A2 och punkt I2 i steg om 2,0 cm. Vidare, från punkterna I1 och I2 ritar vi med en radie lika med 7,0 cm och vi får punkt I. Vi kopplar ihop punkterna I och I1 och I2. För att rikta in axelsömmen är det nödvändigt att höja sidorna av pilarna från axelsömmen med 0,2 cm.

Vi förbinder sidorna av pilarna med spetsarna på halsen A2 och slutet av axelsömmen P2. Från punkt P2 till den vertikala a1G1 ritar vi en vinkelrät, vi behöver den för att beräkna hjälplinjerna för ärmhålet.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. elva.

Steg 6

Ris. 12

Vi bygger hjälppunkter för ärmhålet baserat på längden på P1G1-linjen - längden på denna sektion är 18,9 cm För att bygga punkten P3 = 18,9 / 3 + 2,0 cm = 8,3 cm. segment G1a1.

Från hörnet G1 av ärmhålet ritar vi en bisektris med en längd = Shpr * 0,2 + 0,5 cm = 12,8 * 0,2 + 0,5 = 3,1 cm.

Hjälppunkten G2 är placerad i mitten av ärmhålets bredd, dvs Spr / 2 = 12,8 / 2 = 6,4 cm.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 12.

Steg 7

Ris. 13

Ärmhålslinjen på ryggen är ritad med en jämn linje, medan P2-punkten ska ha en rät vinkel.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 13.

Bygga en ritning av en hylla

Steg 8

Fig. 14

För att bygga bröstets mittpunkt sätts avståndet G3G4 / 2 - 1,0 = 22,½ - 1,0 = 10,1 cm åt sidan från punkten G3 till höger och vi får punkten G6.

För produkter i klänningsgruppen ritar vi upp midjelinjens nedstigning = 0,5 cm, för detta avsätter vi 0,5 cm från punkt T3 och ner och får punkt T31. Från denna punkt ritar vi en horisontell linje till vänster med en längd som är lika med bredden på Г3Г6.

För att bygga bredden på hyllans hals Ssh / 3 + Pshgor \u003d 18,5 / 3 + 1,0 \u003d 7,2 cm, ställ åt sidan från punkt A3 till vänster på horisontalplanet och få punkt A4. Vi beräknar djupet på halsen enligt formeln A3A4 +1,0 = 8,2 cm och ritar en radie från punkterna A4 på den vertikala A3T3 och får halspunkten A5. I sin tur, från punkterna A5 och A4 med en radie som är lika med halsens djup, gör vi seriffer och får en hjälppunkt A3 "från vilken vi ritar bågen på hyllans hals.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. fjorton.

Steg 9

Fig. 15

Positionen för bröstkörtlarnas högsta punkt avsätts från punkt A4 med en radie lika med Bg \u003d 27,5 cm och vi får punkt G7.

I skärningspunkten mellan två bågar med radien för bröstets höjd från punkt G7 och radien för öppningen av tuck från punkt A4, hittar vi punkt A9.

Vi kopplar ihop punkterna A9 och A4 med punkt G7 och får hyllans bröstkorg.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 15.

Steg 10

Ris. 16

För att bestämma hjälppunkterna är det nödvändigt att beräkna positionen för punkten P4 på segmentet a2G4. För detta, avståndet P1G1 (från ritningen) - 1,0 cm \u003d 18,9 - 1,0 \u003d 17,9 cm, får vi avståndet P4G4. Vidare, detta avstånd G4P4 / 3 = 6,0 cm och skjuta upp detta avstånd från punkten G4 upp och få punkten P6.

Punkt P5 erhålls vid skärningspunkten mellan bågarna från punkt A9 - axelbredd = 13,3 cm och från punkt P6 lika med avståndet P6P4 = 11,9 cm.

Vi ritar axelns linje genom punkterna A9P5.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 16.

Steg 11

Fig. 17

För att bygga hyllans ärmhål ritar vi en hjälplinje, i mitten av vilken vi sätter en vinkelrät 1,0 cm lång.

Från vinkeln G4 för att bygga ett ärmhål, ritar vi bisektorn Spr * 0,2 = 12,8 * 0,2 = 2,6 cm.

Genom punkterna P5 - P6 - G2 och de konstruerade perpendicularerna ritar vi linjen för hyllans ärmhål.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 17.

Bygga sidlinjer

Steg 12

Ris. arton

Konstruktionen av sidolinjerna längs bröstets linje kommer att börja från punkten G4 - det här är mitten av ärmhålet. Från punkten G4 ritar vi en vertikal nedåt, detta är mittlinjen på sidosömmen.

I skärningspunkten med linjen för midja, höfter och botten får vi poäng T2-B2-H2, respektive.

För att designa sidosömmen, ta 0,4 * R-r vyt tal \u003d 0,4 * 11,5 \u003d 4,6 och dela detta belopp med två, eftersom detta är en komplett lösning av tuck i sidosömmen. För att göra detta, 4,6 / 2 \u003d 2,3 cm och ställ åt sidan i varje riktning från T2-punkten. Och vi får poäng T21 och T22.

Därefter beräknar vi expansionen längs höfterna, för detta (Sb + Pb) - B1B3 \u003d (52 + 2,5) - 52,5 \u003d 2,0 cm. Vi delar den också i hälften 2/2 \u003d 1,0 cm, för att lägg åt sidan förlängningen längs höfterna på båda sidor om punkt B2. Och vi får poäng B21 och B22.

I det här konstruktionsexemplet kommer vi att lämna klänningen med en rak siluett i botten, därför, längs bottenlinjen längs sidosömmen, lägger vi åt sidan samma värden som för höfterna. Och vi får poäng H21 och H22.

Genom punkterna G4-T21-B22-H22 och G4-T22-B21-H21 ritar vi linjerna för hyllans sidosöm och baksida.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. arton.

Steg 13

Ris. 19

För att bygga en tuck längs midjelinjen på ryggen bestämmer vi tuckens position längs midjelinjen på baksidan, för detta, avståndet T1T21 / 2 = 21,8 / 2 = 10,9 cm och vi får punkt T4.

Därefter beräknar vi tucklösningen längs midjelinjen (R-r vyt tal - R-r vyt tal sida) * 0,55 \u003d (11,5 - 4,6) * 0,55 \u003d 3,8 cm. Vi delar också denna lösning i hälften 3,8 / 2 \u0903d 1. och avsätt från punkt T4 och få poäng T41 och T42.

Höjden på instoppningen från midjelinjen upp och ner är 15,0 cm vardera - vi får poäng K1 respektive K2.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 19.

Steg 14

Ris. tjugo

För att bygga en tuck längs midjelinjen på hyllan använder vi positionen för mitten av bröstet på hyllan, för detta sänker vi vertikalen ner från midjelinjen från punkt T6 till höftlinjen - vi får punkt T5.

Därefter beräknar vi lösningen av tuck längs midjelinjen R-r vyt tal - R-r vyt tal side-R-r utdragen sp \u003d 11,5 - 4,6 - 3,8 \u003d 3,1 cm. Vi delar också denna lösning i hälften 3, ½ \u003d 1. och avsätt från punkt T5 och få poäng T51 och T52.

Höjden på instoppningen från midjan upp och ner är densamma som på baksidan, 15,0 cm vardera - vi får poäng K3 och K4.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. tjugo.

Steg 15

Ris. 21

För att bygga lättnadslinjer är det nödvändigt att översätta en del av hyllans bröstkorg. För att göra detta, med ett skåra som är lika med avståndet från nacken till baksidan = 4,0 cm, avsätt 4,0 cm på hyllans axellinje och få punkt A81.

Vi ansluter punkt A81 och punkt G7 - detta är längden på radien för överföringen av bröststoppet = 26,3 cm.

Nu, från punkt A4, avsätter vi radien A4A8, lika med sektionen A9A81 \u003d 4,0 cm, sätter det första hacket, och från punkt G7 med en radie lika med segmentet A81G7 gör vi det andra hacket. I skärningspunkten mellan radierna får vi punkt A8. Sedan ansluter vi punkterna A8 och G7, såväl som punkterna A8 och A4 - vi får axellinjen till hyllans relieflinje och sektionen av hyllans relief.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 21.

Steg 16

Ris. 22

För att designa produktens nedersta rad måste du sänka linjen i mitten av hyllan - nedstigningen på bottenraden H3H31 är 1,0 cm.

Vi sänker relieflinjerna på hyllan och tillbaka till bottenraden och får punkterna H4 respektive H5.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 22.

Ris. 23

Klänningens konstruktion har kommit till ett slut och vår ritning ska se ut som den som visas i fig. 23.

Steg 17

Ris. 24

Därefter måste du överföra hyllans huvuddetaljer, hyllans tunna, baksidan och tunnan på baksidan till spårpapper och lägga till utrymmen för sömmarna.

Detta byggsteg bör se ut som det som visas i fig. 24.

Om det här är dina första steg i designen så måste designen kontrolleras, det vill säga att klänningen ska sys av skentyg och provas på för att vara säker på att det inte fanns några fel i beräkningarna och konstruktionen.

Efter konstruktion är det också nödvändigt att lägga till detaljerna om ytorna på nacken och ärmhålen på ryggen och hyllorna. Och även, om så önskas, dekorativa element - koketter, volanger, kanter, etc.

Foto: webbplats
Text och illustrationer: Olga Kuznetsova
Materialet utarbetades av Anna Soboleva

Stjärnornas korrekta rörelse och radiella hastigheter. Märkliga hastigheter för stjärnor och solen i galaxen. Rotation av galaxen.

En jämförelse av ekvatorialkoordinaterna för samma stjärnor, bestämda med betydande tidsintervall, visade att a och d förändras över tiden. En betydande del av dessa förändringar orsakas av precession, nutation, aberration och årlig parallax. Om vi ​​utesluter påverkan av dessa orsaker, minskar förändringarna, men försvinner inte helt. Den återstående förskjutningen av stjärnan på himmelssfären per år kallas stjärnans egenrörelse m. Det uttrycks i sekunder. bågar per år.

Egna rörelser är olika för olika stjärnor i storlek och riktning. Endast ett par dussin stjärnor har egenrörelser större än 1 tum per år. Barnards "flygande" stjärna har den största kända egenrörelsen m = 10,27. De flesta stjärnorna har sin egen rörelse lika med hundradelar och tusendelar av en bågsekund per år.

Under långa tidsperioder, lika med tiotusentals år, förändras konstellationernas mönster kraftigt.

Stjärnans rätta rörelse sker längs en storcirkelbåge med konstant hastighet. Den högra uppstigningen ändras med värdet m a , kallad den rätta uppstigningen egen rörelse, och deklinationen med värdet m d , som kallas den korrekta deklinationsrörelsen.

Stjärnans rätta rörelse beräknas med formeln:

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

Om stjärnans rätta rörelse under ett år och avståndet till den r i parsec är kända, är det inte svårt att beräkna projektionen av stjärnans rumshastighet på bildplanet. Denna projektion kallas tangentiell hastighet V t och beräknas med formeln:

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

för att hitta den rumsliga hastigheten V för en stjärna är det nödvändigt att känna till dess radiella hastighet V r , som bestäms från dopplerförskjutningen av linjerna i stjärnans spektrum. Eftersom V t och V r är inbördes vinkelräta är stjärnans rymdhastighet:

V = r(Vt2 + Vr2).

De snabbaste stjärnorna är RR Lyrae-variabler. Deras medelhastighet i förhållande till solen är 130 km/s. Dessa stjärnor rör sig dock mot galaxens rotation, så deras hastighet är låg (250 -130 = 120 km/s). Mycket snabba stjärnor, med hastigheter på cirka 350 km/s i förhållande till galaxens centrum, observeras inte, eftersom hastigheten på 320 km/s räcker för att lämna galaxens gravitationsfält eller rotera i en mycket långsträckt bana.

Genom att känna till stjärnornas rätta rörelser och radiella hastigheter kan vi bedöma stjärnornas rörelser i förhållande till solen, som också rör sig i rymden. Därför är stjärnors observerade rörelser sammansatta av två delar, varav den ena är en följd av solens rörelse och den andra är stjärnans individuella rörelse.

För att bedöma stjärnornas rörelser bör man hitta solens hastighet och utesluta den från stjärnornas observerade hastigheter.

Den punkt på himmelssfären som solens hastighetsvektor är riktad mot kallas solspetsen, och den motsatta punkten kallas antispetsen.

Solsystemets spets ligger i konstellationen Hercules, har koordinaterna: a = 270 0 , d = +30 0 . I denna riktning rör sig solen med en hastighet av cirka 20 km / s, i förhållande till stjärnorna som ligger inte längre än 100 ps från den. Under året färdas solen 630 000 000 km, eller 4,2 AU.

Om någon grupp av stjärnor rör sig med samma hastighet, då den befinner sig på en av dessa stjärnor, är det omöjligt att upptäcka en gemensam rörelse. Situationen är annorlunda om hastigheten ändras som om en grupp stjärnor rörde sig runt ett gemensamt centrum. Då blir hastigheten för stjärnor närmare centrum mindre än de som är längre bort från centrum. De observerade radiella hastigheterna för avlägsna stjärnor visar en sådan rörelse. Alla stjärnor, tillsammans med solen, rör sig vinkelrätt mot riktningen mot galaxens centrum. Denna rörelse är en följd av den allmänna rotationen av galaxen, vars hastighet varierar med avståndet från dess centrum (differentiell rotation).

Rotationen av Galaxy har följande funktioner:

1. Det sker medurs om man tittar på galaxen från dess nordpol, som ligger i stjärnbilden Coma Veronica.

2. Rotationsvinkelhastigheten minskar med avståndet från centrum.

3. Den linjära rotationshastigheten ökar först med avståndet från centrum. Sedan, ungefär på avstånd från solen, når den sitt maxvärde på cirka 250 km/s, varefter den sakta minskar.

4. Solen och stjärnorna i dess närhet gör ett fullständigt varv runt galaxens centrum på cirka 230 miljoner år. Denna tidsperiod kallas ett galaktiskt år.

24.2 Stjärnpopulationer och galaktiska delsystem.

Stjärnor som ligger nära solen är mycket ljusa och tillhör populationen I. de finns vanligtvis i de yttre delarna av galaxen. Stjärnor som är belägna långt från solen, belägna nära galaxens centrum och i koronan tillhör populationstypen II. Indelningen av stjärnor i populationer utfördes av Baade när han studerade Andromeda-nebulosan. Den ljusaste populationen I-stjärnor är blå och har en absolut magnitud upp till -9 m , medan den ljusaste populationen II-stjärnor är röda med abs. -3 m. Dessutom kännetecknas population I av ett överflöd av interstellär gas och stoft, som saknas i population II.

En detaljerad indelning av stjärnor i galaxen i populationer inkluderar 6 typer:

1. Extrem population I - inkluderar föremål som finns i spiralgrenar. Detta inkluderar interstellär gas och damm koncentrerat i spiralarmarna från vilka stjärnor bildas. Stjärnorna i denna befolkning är mycket unga. Deras ålder är 20 - 50 miljoner år. Området för dessa stjärnors existens begränsas av ett tunt galaktiskt lager: en ring med en inre radie på 5000 ps, ​​en yttre radie på 15 000 ps och en tjocklek på cirka 500 ps.

Dessa stjärnor inkluderar stjärnor av spektraltyper från O till B2, superjättar av sena spektraltyper, stjärnor av Wolf-Rayet-typ, klass B-emissionsstjärnor, stjärnassociationer, T Tauri-variabler.

2. Stjärnorna i den vanliga befolkningen I är något äldre, deras ålder är 2-3 rymdår. De har rört sig bort från spiralarmarna och är ofta belägna nära galaxens centrala plan.

Dessa inkluderar stjärnor i underklasser från B3 till B8 och normala stjärnor i klass A, res. hopar med stjärnor av samma klass, klass A till F stjärnor med starka metalllinjer, mindre klarröda superjättar.

3. Stjärnor av diskpopulationen. Deras ålder är från 1 till 5 miljarder år; 5-25 rymdår. Dessa stjärnor inkluderar solen. Denna population inkluderar många lågobserverbara stjärnor som ligger inom 1000 ps från centralplanet i det galaktiska bältet med en inre radie på 5000 ps och en yttre radie på 15 000 ps. Dessa stjärnor inkluderar vanliga jättar i klasser från G till K, huvudsekvensstjärnor i klasser från G till K, långperiodiska variabler med perioder på mer än 250 dagar, halvreguljära variabler, planetariska nebulosor, nya stjärnor, gamla öppna hopar.

4. Mellanpopulation II-stjärnor inkluderar objekt belägna på avstånd större än 1000 pc på vardera sidan av galaxens centrala plan. Dessa stjärnor roterar i långsträckta banor. Dessa inkluderar majoriteten av gamla stjärnor, med en ålder på 50 till 80 kosmiska år, stjärnor med höga hastigheter, med svaga linjer, långperiodiska variabler med perioder från 50 till 250 dagar, Jungfru W-typ Cepheider, RR Lyrae variabler, vita dvärgar, klotformiga hopar .

5. Population av den galaktiska kronan. inkluderar objekt som uppstod i de tidiga stadierna av utvecklingen av galaxen, som vid den tiden var mindre platt än den är nu. Dessa objekt inkluderar subdvärgar, koronala klothopar, RR Lyrae-stjärnor, stjärnor med extremt svaga linjer och stjärnor med de högsta hastigheterna.

6. Kärnpopulationsstjärnor inkluderar de minst kända objekten. I spektra av dessa stjärnor som observeras i andra galaxer är natriumlinjerna starka och cyanidbanden (CN) intensiva. Dessa kan vara dvärgar av klass M. Sådana objekt inkluderar RR Lyrae-stjärnor, klotformade stjärnor. metallrika hopar, planetariska nebulosor, M-klass dvärgar, G- och M-klass jättestjärnor med starka cyanidband, infraröda objekt.

De viktigaste delarna av strukturen av galaxen är den centrala klustret, spiralarmarna och skivan. Galaxens centrala kluster är dold för oss av mörk ogenomskinlig materia. Dess södra halva ses bäst som ett ljust stjärnmoln i stjärnbilden Skytten. I infraröda strålar är det möjligt att observera den andra halvan. Dessa halvor är åtskilda av ett kraftfullt band av dammigt material, som är ogenomskinligt även för infraröda strålar. De linjära dimensionerna för det centrala klustret är 3 gånger 5 kiloparsek.

Galaxens region på ett avstånd av 4-8 kpc från centrum kännetecknas av ett antal funktioner. Den innehåller det största antalet pulsarer och gasrester från supernovaexplosioner, intensiva icke-termiska radioemissioner och unga och heta O- och B-stjärnor är vanligare. Vätemolekylära moln finns i detta område. I den diffusa materien i denna region ökar koncentrationen av kosmiska strålar.

På ett avstånd av 3-4 kpc från galaxens centrum upptäckte radioastronomimetoder en neutral vätehylsa med en massa på cirka 100 000 000 solmassor, expanderande med en hastighet av cirka 50 km/s. på andra sidan centrum, på ett avstånd av ca 2 kpc, finns en hylsa med en massa 10 gånger mindre, som rör sig bort från centrum med en hastighet av 135 km/s.

I området kring centrum finns flera gasmoln med massor av 10 000 - 100 000 solmassor, som rör sig bort med en hastighet av 100 - 170 km/s.

Den centrala regionen med en radie mindre än 1 kpc upptas av en ring av neutral gas, som roterar med en hastighet av 200 km/s runt centrum. Inuti den finns en stor skivformad H II-region med en diameter på cirka 300 ps. I centrumområdet observeras icke-termisk strålning, vilket indikerar en ökning av koncentrationen av kosmiska strålar och styrkan hos magnetiska fält.

Helheten av fenomen som observerats i de centrala delarna av galaxen indikerar möjligheten att för mer än 10 000 000 år sedan kastades ut gasmoln med en total massa på cirka 10 000 000 solmassor och en hastighet på cirka 600 km/s från galaxens centrum .

I konstellationen Skytten, nära galaxens centrum, finns flera kraftfulla källor för radio och infraröd strålning. En av dem - Sagittarius-A ligger i mitten av galaxen. Den är omgiven av ett ringformigt molekylärt moln med en radie på 200 ps, ​​som expanderar med en hastighet av 140 km/s. I de centrala regionerna pågår en aktiv process för stjärnbildning.

I mitten av vår galax finns det troligtvis en kärna som liknar en klotformad stjärnhop. infraröda mottagare upptäckte där ett elliptiskt föremål med dimensioner på 10 ps. Den kan innehålla en tät stjärnhop med en diameter på 1 ps. Det kan också vara ett objekt av okänd relativistisk natur.

24.3 Galaxens spiralstruktur.

Karaktären hos galaxens spiralstruktur är associerad med spiraldensitetsvågor som utbreder sig i stjärnskivan. Dessa vågor liknar ljudvågor, men på grund av rotation ser de ut som spiraler. Mediet i vilket dessa vågor utbreder sig består inte bara av gas-damm interstellär materia, utan också av stjärnorna själva. Stjärnor bildar också en sorts gas, som skiljer sig från den vanliga genom att det inte sker några kollisioner mellan dess partiklar.

En spiraldensitetsvåg, som en vanlig longitudinell våg, är en växling av successiv förtätning och sällsynthet av mediet. Till skillnad från gas och stjärnor, roterar vågspiralmönstret i samma riktning som hela galaxen, men märkbart långsammare och med en konstant vinkelhastighet, som en solid kropp.

Därför kommer ämnet ständigt ikapp spiralgrenarna från insidan och passerar genom dem. Men för stjärnor och gas sker denna passage genom spiralarmarna på olika sätt. Stjärnor, som gas, kondenserar i en spiralvåg, deras koncentration ökar med 10 - 20%. Följaktligen ökar också gravitationspotentialen. Men eftersom det inte finns några kollisioner mellan stjärnorna, bevarar de fart, ändrar sin bana något inom spiralarmen och lämnar den i nästan samma riktning som de gick in i.

Gas beter sig annorlunda. På grund av kollisioner, som kommer in i armen, tappar den fart, saktar ner och börjar ackumuleras vid armens inre gräns. De mötande nya gasdelarna leder till bildandet av en stötvåg med en stor densitetsskillnad nära denna gräns. Som ett resultat bildas gastätningskanter nära spiralarmarna och termisk instabilitet uppstår. Gasen blir snabbt ogenomskinlig, kyls ner och övergår i en tät fas och bildar gas-dammkomplex som är gynnsamma för stjärnbildning. Unga och heta stjärnor exciterar gasens glöd, vilket ger upphov till ljusa nebulosor, som tillsammans med heta stjärnor skisserar en spiralstruktur som upprepar spiraldensitetsvågen i stjärnskivan.

Vår galaxs spiralstruktur har studerats genom att undersöka andra spiralgalaxer. Studier har visat att spiralarmarna hos angränsande galaxer är sammansatta av heta jättar, superjättar, damm och gas. Om du tar bort dessa föremål försvinner spiralgrenarna. Röda och gula stjärnor fyller jämnt ut områdena i och mellan grenarna.

För att klargöra spiralstrukturen i vår galax måste vi observera heta jättar, damm och gas. Det är ganska svårt att göra detta, eftersom solen är i galaxens plan och olika spiralgrenar projiceras på varandra. Moderna metoder tillåter inte att exakt bestämma avstånden till avlägsna jättar, vilket gör det svårt att skapa en rumslig bild. Dessutom ligger stora massor av damm med inhomogen struktur och olika tätheter i galaxens plan, vilket gör det ännu svårare att studera avlägsna objekt.

Stora förhoppningar ges av studiet av väte vid en våglängd på 21 cm.Med deras hjälp är det möjligt att mäta densiteten av neutralt väte på olika platser i galaxen. Detta arbete utfördes av de holländska astronomerna Holst, Muller, Oort m.fl.. Som ett resultat erhölls en bild av fördelningen av väte, som skisserade konturerna av galaxens spiralstruktur. Väte finns i stora mängder nära unga heta stjärnor, som bestämmer strukturen på spiralarmarna. Strålningen från neutralt väte är långvågig, ligger inom radioområdet, och för det är den interstellära dammiga materien genomskinlig. Strålningen på 21 centimeter kommer från de mest avlägsna regionerna i galaxen utan distorsion.

Galaxen förändras ständigt. Dessa förändringar är långsamma och gradvisa. De är svåra för forskare att upptäcka eftersom människans liv är väldigt kort jämfört med stjärnornas och galaxernas liv. När man vänder sig till den kosmiska evolutionen måste man välja en mycket lång tidsenhet. En sådan enhet är det kosmiska året, d.v.s. den tid det tar för solen att göra ett varv runt galaxens centrum. Det är lika med 250 miljoner jordår. Galaxens stjärnor är ständigt blandade, och under ett kosmiskt år kommer två stjärnor att flytta sig bort med 250 ps, ​​även om de rör sig med en låg hastighet på 1 km/s i förhållande till varandra. Under denna tid kan vissa stjärngrupper bryta upp, medan andra kan bildas igen. Galaxys utseende kommer att förändras dramatiskt. Förutom mekaniska förändringar förändras galaxens fysiska tillstånd under det kosmiska året. Stjärnor i klasserna O och B kan bara lysa starkt under en tid som motsvarar någon del av det kosmiska året. Åldern för de ljusaste observerbara jättarna är cirka 10 miljoner år. Trots detta kan konfigurationen av de spiralformade armarna förbli ganska stabil. Vissa stjärnor kommer att lämna dessa regioner, andra kommer att komma på deras plats, vissa stjärnor kommer att dö, andra kommer att födas från en enorm massa av gas-dammkomplex av spiralgrenar. Om fördelningen av objektens positioner och rörelser i en galax inte genomgår stora förändringar, är detta stjärnsystem i ett tillstånd av dynamisk jämvikt. För en viss grupp stjärnor kan tillståndet för dynamisk jämvikt upprätthållas i 100 kosmiska år. Men under en längre period lika med tusentals kosm. år kommer tillståndet för dynamisk jämvikt att störas på grund av slumpmässiga nära passager av stjärnor. Det kommer att ersättas av ett dynamiskt kvasi-permanent tillstånd av statistisk jämvikt, mer stabilt, där stjärnorna är mer grundligt blandade.

25. Extragalaktisk astronomi.

25.1 Klassificering av galaxer och deras rumsliga fördelning.

De franska kometsökarna Messier och Masham sammanställde 1784 en katalog över nebulösa föremål som observerades på himlen med blotta ögat eller genom ett teleskop för att inte förväxla dem med inkommande kometer i framtida arbete. Föremålen i Messier-katalogen visade sig vara av den mest skiftande karaktär. Vissa av dem - stjärnhopar och nebulosor - tillhör vår galax, den andra delen - objekt längre bort och är samma stjärnsystem som vår galax. Att förstå galaxernas sanna natur kom inte omedelbart. Det var inte förrän 1917 som Ritchie och Curtis, som observerade en supernova i galaxen NGC 224, beräknade att den befann sig på ett avstånd av 460 000 ps, ​​d.v.s. 15 gånger diametern på vår galax, vilket betyder långt utanför dess gränser. Frågan klargjordes slutligen 1924-1926, när E. Hubble, med hjälp av ett 2,5-meters teleskop, tog fotografier av Andromeda-nebulosan, där spiralgrenarna bröts ner till enskilda stjärnor.

Idag är många galaxer kända, som ligger på ett avstånd från oss från hundratusentals till miljarder ljusår. år.

Många galaxer beskrivs och katalogiseras. Den vanligaste är Dreyers New General Catalog (NGC). Varje galax har sitt eget nummer. Till exempel är Andromeda-nebulosan betecknad NGC 224.

Observationer av galaxer har visat att de är mycket olika i form och struktur. Till utseendet är galaxer uppdelade i elliptiska, spiralformade, linsformade och oregelbundna.

elliptiska galaxer(E) har formen av ellipser i fotografier utan skarpa kanter. Ljusstyrkan ökar gradvis från periferin till mitten. Den inre strukturen saknas vanligtvis. Dessa galaxer är byggda av röda och gula jättar, röda och gula dvärgar, ett visst antal vita stjärnor med låg ljusstyrka, d.v.s. mestadels från populationstyp II stjärnor. Det finns inga blåvita superjättar, som vanligtvis skapar strukturen hos spiralarmar. Utåt skiljer sig elliptiska galaxer i större eller mindre kompression.

Kompressionsindikatorn är värdet

lätt att hitta om de stora a- och små b-halvaxlarna mäts i fotografiet. Kompressionsindexet läggs till efter bokstaven som anger galaxens form, till exempel E3. Det visade sig att det inte finns några högkomprimerade galaxer, så den största indikatorn är 7. En sfärisk galax har en indikator på 0.

Uppenbarligen har elliptiska galaxer den geometriska formen av en rotationsellipsoid. E. Hubble ställde problemet om huruvida mångfalden av observerade former är en konsekvens av den olika orienteringen av lika oblatea galaxer i rymden. Detta problem löstes matematiskt och svaret erhölls att i sammansättningen av galaxhopar hittas oftast galaxer med ett kompressionsindex på 4, 5, 6, 7 och det finns nästan inga sfäriska galaxer. Och utanför hoparna finns nästan bara galaxer med exponenterna 1 och 0. Elliptiska galaxer i kluster är jättegalaxer och utanför hoparna är de dvärggalaxer.

spiralgalaxer(S). De har en struktur i form av spiralgrenar som kommer ut från den centrala kärnan. Grenarna sticker ut mot en mindre ljus bakgrund på grund av att de innehåller de hetaste stjärnorna, unga hopar, lysande gasnebulosor.

Edwin Hubble bröt ner spiralgalaxer i underklasser. Måttet är graden av utveckling av grenarna och storleken på galaxens kärna.

I Sa-galaxer är grenarna hårt vridna och relativt släta och dåligt utvecklade. Kärnorna är alltid stora, vanligtvis ungefär hälften av den observerade storleken på hela galaxen. Galaxer av denna underklass liknar mest elliptiska. Det finns vanligtvis två grenar som kommer ut från motsatta delar av kärnan, men det finns sällan fler.

I Sb-galaxer är spiralarmarna märkbart utvecklade, men har inga förgreningar. Kärnan är mindre än föregående klass. Galaxer av denna typ har ofta många spiralarmar.

Galaxer med högt utvecklade grenar som delar sig i flera armar och en kärna som är liten i jämförelse med dem tillhör Sc-typen.

Trots mångfalden av utseende har spiralgalaxer en liknande struktur. Tre komponenter kan urskiljas i dem: en stjärnskiva, vars tjocklek är 5-10 gånger mindre än galaxens diameter, en sfäroidal komponent och en platt komponent, som är flera gånger mindre i tjocklek än skivan. Den platta komponenten inkluderar interstellär gas, damm, unga stjärnor och spiralgrenar.

Kompressionsförhållandet för spiralgalaxer är alltid större än 7. Samtidigt är elliptiska galaxer alltid mindre än 7. Detta tyder på att en spiralstruktur inte kan utvecklas i svagt komprimerade galaxer. För att det ska dyka upp måste systemet vara kraftigt komprimerat.

Det är bevisat att en starkt komprimerad galax inte kan bli svagt komprimerad under evolutionen, liksom vice versa. Det betyder att elliptiska galaxer inte kan förvandlas till spiralformade galaxer och spiralformade till elliptiska. Olika komprimering beror på olika stor rotation av systemen. De galaxer som fick en tillräcklig mängd rotation under bildandet tog en mycket komprimerad form, spiralgrenar utvecklades i dem.

Det finns spiralgalaxer där kärnan ligger i mitten av en rak stång och spiralgrenar börjar bara i ändarna av denna stång. Sådana galaxer betecknas SBa, SBb, SBc. Tillägget av bokstaven B indikerar närvaron av en bygel.

linsformiga galaxer(SO). Utåt liknar elliptisk, men har en stjärnskiva. De liknar i strukturen spiralgalaxer, men skiljer sig från dem i frånvaron av en platt komponent och spiralarmar. Linsformiga galaxer skiljer sig från spiralgalaxer på kanten genom frånvaron av ett band av mörk materia. Schwarzschild föreslog en teori enligt vilken linsformiga galaxer kan bildas från spiralgalaxer i processen att sopa ut gas och stoft.

Oregelbundna galaxer(ir). De har ett asymmetriskt utseende. De har inga spiralgrenar, och heta stjärnor och gasdamm är koncentrerade i separata grupper eller utspridda över skivan. Det finns en sfäroidal komponent med låg ljusstyrka. Dessa galaxer kännetecknas av ett högt innehåll av interstellär gas och unga stjärnor.

Galaxens oregelbundna form kan bero på att den inte hann ta rätt form på grund av den låga densiteten av materia i den eller på grund av dess unga ålder. En galax kan också bli oregelbunden på grund av formförvrängning som ett resultat av interaktion med en annan galax.

Oregelbundna galaxer delas in i två undertyper.

Ir I-subtypen kännetecknas av hög ytljusstyrka och oregelbunden strukturkomplexitet. I vissa galaxer av denna undertyp finns en förstörd spiralstruktur. Sådana galaxer förekommer ofta i par.

Subtyp Ir II kännetecknas av låg ytljushet. Denna egenskap stör detekteringen av sådana galaxer, och endast ett fåtal är kända. Den låga ljusstyrkan på ytan indikerar en låg stjärndensitet. Det betyder att dessa galaxer mycket långsamt måste gå från en oregelbunden form till en vanlig.

I juli 1995 genomfördes en studie på rymdteleskopet. Hubble för att söka efter oregelbundna svagblå galaxer. Det visade sig att dessa föremål, som ligger på avstånd från oss på avstånd från 3 till 8 miljarder ljusår, är de vanligaste. De flesta av dem har en extremt mättad blå färg, vilket indikerar att de aktivt genomgår stjärnbildningsprocessen. På nära avstånd som motsvarar det moderna universum förekommer inte dessa galaxer.

Galaxer är mycket mer olika än de betraktade arterna, och denna mångfald gäller former, strukturer, ljusstyrka, sammansättning, densitet, massa, spektrum, strålningsegenskaper.

Vi kan urskilja följande morfologiska typer av galaxer, närma dem från olika synvinklar.

Amorfa, strukturlösa system- inklusive E-galaxer och det mesta av S0. De har ingen eller nästan ingen diffus materia och heta jättar.

Haro galaxer- blåare än de andra. Många av dem har smala men ljusa linjer i spektrumet. Kanske är de väldigt gasrika.

Seyfert galaxer- olika typer, men karakteristiska för en mycket stor bredd av starka emissionslinjer i deras spektra.

kvasarer- kvasi-stjärniga radiokällor, QSS, oskiljaktiga i utseende från stjärnor, men sänder ut radiovågor, som de mest kraftfulla radiogalaxerna. De kännetecknas av en blåaktig färg och ljusa linjer i spektrumet som har en enorm rödförskjutning. Superjättegalaxer är överlägsna i ljusstyrka.

Quazagi- QSG kvasi-stjärngalaxer - skiljer sig från kvasarer i frånvaro av stark radioemission.

Stjärnorna är klara, stjärnorna är höga!
Vad behåller du, vad döljer du
Stjärnor som döljer djupa tankar,
Med vilken kraft fängslar du själen?
Frekventa stjärnor, snäva stjärnor!
Vad är vackert i dig, vad är kraftfullt i dig?
Vad bär du, himmelska stjärnor,
Kraften i den stora brinnande kunskapen?
S. A Yesenin

Lektion 6/23

Ämne: Stjärnornas rumsliga hastighet

Mål: Att bekanta sig med stjärnornas rörelse - rumslig hastighet och dess komponenter: tangentiell och stråle, Dopplereffekt (lag).

Uppgifter :
1. pedagogisk: introducera begreppen: riktig rörelse av stjärnor, radiell och tangentiell hastighet. Härled en formel för att bestämma den rumsliga och tangentiella hastigheten för stjärnor. Beskriv Dopplereffekten.
2. vårdande: för att underbygga slutsatsen att stjärnorna rör sig och som ett resultat av stjärnhimlens utseende förändras över tiden, stolthet över rysk vetenskap - forskningen av den ryske astronomen A.A. Belopolsky, för att främja bildandet av sådana världsbildsidéer som orsak-och-verkan relationer, igenkännligheten av världen och dess lagar.
3. Pedagogisk: förmågan att bestämma riktningen (tecken) för den radiella hastigheten, bildandet av förmågan att analysera materialet som finns i referenstabellerna.

Känna till:
Nivå 1 (standard) - begreppet hastigheter: rumslig, tangentiell och radiell. Dopplers lag.
2: a nivå - begreppet hastigheter: rumslig, tangentiell och radiell. Dopplers lag.
Kunna:
Nivå 1 (standard) - bestäm rörelsehastigheten för stjärnor, rörelseriktningen genom förskjutning av linjer i stjärnans spektrum.
2: a nivå - för att bestämma rörelsehastigheten för stjärnor, rörelseriktningen genom förskjutningen av linjer i spektrumet.

Utrustning: Tabeller: stjärnor, stjärnkarta (vägg och rörlig), stjärnatlas. OH-film. CD- "Red Shift 5.1", fotografier och illustrationer av astronomiska objekt från Internet, multimediaskiva "Multimediabibliotek om astronomi"

Tvärvetenskapliga kopplingar: matematik (förbättra beräkningsfärdigheter för att hitta decimallogaritmer, nedbrytning av hastighetsvektorn till komponenter), fysik (hastighet, spektralanalys).

Under lektionerna:

Elevundersökning.

Vid svarta tavlan:
1) Parallaxmetod för att bestämma avståndet.
2) Bestäm avståndet genom ljusstyrkan hos ljusa stjärnor ..
3) Lösa problem från läxor nr 3, nr 4, nr 5 från § 22 (s. 131, nr 5 analogt med tilläggsuppgift 2, lektion 22) - visa lösningar.
Resten:
1) Hitta ljusa stjärnor på datorn och karakterisera dem.
2) Uppgift 1: Hur många gånger ljusare är Sirius än Aldebaran? (vi tar ljudvärdet från tabell XIII, I 1 / I 2 \u003d 2,512 m 2 -m 1, I 1 / I 2 \u003d 2,512 0,9 + 1,6 \u003d 1 0)
3) Uppgift 2: En stjärna är 16 gånger ljusare än den andra. Vad är skillnaden mellan deras storlek? (I 1 / I 2 \u003d 2.512 m 2 -m 1, 16 \u003d 2.512? m , ?m≈ 1,2/0,4=3}
4) Uppgift 3: Aldebaran parallax 0,05". Hur lång tid tar det för ljuset från denna stjärna att nå oss? (r=1/π, r=20pc=65,2 sv

Nytt material.
År 720 I. Xin(683-727, Kina) i loppet av vinkeländringen i avståndet mellan 28 stjärnor, för första gången gissningar om stjärnors rörelse. J. Bruno hävdade också att stjärnorna rör sig.
I 1718 E. Halley(England) upptäcker stjärnornas rätta rörelse , utforska och jämföra kataloger Hipparchus(125g till NE) och J. Flamsteed(1720) fann att vissa stjärnor rörde sig under 1900 år: Sirius (α B. Canis) skiftade söderut med nästan en och en halv diameter av månen, Arcturus (α Bootes) två diametrar av månen söderut och Aldebaran (α Oxen) skiftade med 1/4 måndiametrar i öster. För första gången bevisar han att stjärnorna är avlägsna solar. Den första stjärnan som fick honom 1717 upptäckte han att hans egen rörelse var Arcturus (α Bootes), som ligger i 36.7 St.
Så stjärnorna rör sig, det vill säga de ändrar sina koordinater över tiden. I slutet av 1700-talet hade 13 stjärnors egenrörelse uppmätts, och W. Herschel 1783 upptäckte att vår sol också rör sig i rymden.

	Låt vara m- vinkeln med vilken stjärnan har förskjutits på ett år (egenrörelse - "/ år). Från en ritning av Pythagoras sats υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , var υr - radiell hastighet (längs siktlinjen), och υ τ - tangentiell hastighet (^ siktlinje). Eftersom r= a/π , då med hänsyn till partiskheten m ® r .m =a . m/ π ; men r .m / 1 år=u, då vi ersätter numeriska data får vi den tangentiella hastigheten υ τ \u003d 4,74. m/π (blankett 43) radiell hastighet υr bestäms av effekten H. Doppler(1803-1853, Österrike) (radiell (radiell i astronomi) hastighet), som fastställde 1842 att källans våglängd varierar beroende på rörelseriktningen. Tillämpligheten av effekten på ljusvågor bevisades på 1900-talet i laboratoriet. A. A. Belopolsky. υr =?λ. s/λ o.
	Approximation källa - flyttas till Lila (tecken " - "). Borttagning källa - flyttas till Röd skylt " + ") .
Han var den förste som mätte de radiella hastigheterna för flera ljusa stjärnor 1868. William Heggins(1824 - 1910, England). Sedan 1893 för första gången i Ryssland Aristarkh Apollonovich Belopolsky(1854 - 1934) började fotografera stjärnor och efter att ha utfört många noggranna mätningar av stjärnors radiella hastigheter (en av de första i världen som tog Dopplereffekten i bruk), studerade deras spektra, bestämde de radiella hastigheterna för 220 ljusstarka (2,5-4 m) stjärnor.

Den snabbast rörliga stjärnan på himlen ß Ophiuchus (flygande Barnard, Barnard's Star, HIP 87937, upptäckt 1916 E. Barnard(1857-1923, USA)), m\u003d 9,57 m, r\u003d 1,828 st, m\u003d 10,31", en röd dvärg. Stjärnan har en satellit vid M \u003d 1,5 M Jupiter, eller ett planetsystem. ß Ophiuchus har en radiell hastighet \u003d 106,88 km/s, rumslig (i en vinkel på 38°) \ u003d 142 km/s. Efter mätningar av egenrörelser på > 50 000 stjärnor visade det sig att den snabbaste stjärnan på himlen i stjärnbilden Dove (m Col) har en rumshastighet = 583 km/s.
Vid ett antal observatorier runt om i världen som har stora teleskop, inklusive de som fortfarande finns i Sovjetunionen (vid Krim Astrophysical Observatory of the Academy of Sciences of the USSR), görs långsiktiga bestämningar av stjärnors radiella hastighet. Mätningar av den radiella hastigheten hos stjärnor i galaxer gjorde det möjligt att detektera deras rotation och bestämma de kinematiska egenskaperna för rotationen av galaxer, såväl som vår galax. Periodiska förändringar i den radiella hastigheten för vissa stjärnor gör det möjligt att detektera deras omloppsrörelse i binära och multipelsystem, och när man ska bestämma deras banor, linjära dimensioner och avstånd till stjärnan.
Tillägg .
När stjärnan rör sig ändrar stjärnan sina ekvatorialkoordinater över tiden, så stjärnans egenrörelse kan brytas upp i komponenter i ekvatorialkoordinater och vi får m =√ (m a 2 + m 52). Förändringen i koordinaterna för en stjärna för ett år i astronomi bestäms av formlerna: Aa=3,07 s +1,34 s sina. tanδ Och Δδ=20,0" cosα
III. Fixa materialet.
1. Exempel #10(sida 135) - vy
2.På egen hand: Från föregående lektion för din stjärna, hitta den rumsliga hastigheten (ta avståndet från tabell XIII) och från denna tabell m Och υr. Hitta med PKZN och bestäm koordinaterna för stjärnan.

Lösning: (sekvens) Sedan υ= √(υ r 2 +υ τ 2), först finner vi π =1/r, alltså υ τ =4,74. m/π, men nu hittar vi υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Resultat:
1. Vilken är den egentliga rörelsen för en stjärna?
2. Vilken hastighet kallar vi spatial, tangentiell, radiell? Hur ligger de?
3. Vad är dopplereffekten?
4. Betyg.

Hus:§23, frågor s. 135

Lektionen designades av en medlem av cirkeln "Internetteknologier" Leonenko Katya (11:e klass), 2003.

"Planetarium" 410,05 mb		Resursen låter dig installera den fullständiga versionen av det innovativa utbildnings- och metodkomplexet "Planetarium" på en lärares eller elevs dator. "Planetarium" - ett urval av tematiska artiklar - är avsedda att användas av lärare och elever på lektionerna i fysik, astronomi eller naturvetenskap i årskurs 10-11. När du installerar komplexet rekommenderas det att endast använda engelska bokstäver i mappnamn.
Demomaterial 13,08 mb		Resursen är ett demonstrationsmaterial för det innovativa utbildnings- och metodkomplexet "Planetarium".
Planetarium 2,67 mb		Denna resurs är en interaktiv modell "Planetarium", som låter dig studera stjärnhimlen genom att arbeta med denna modell. För att kunna använda resursen fullt ut måste du installera Java Plug-in
Lektion	Lektionens ämne	Utveckling av lektioner i insamlingen av DER	Statistisk grafik från DER
Lektion 23	Stjärnornas rumsliga hastighet		Stjärnförskjutning under 100 år 158,9 kb Mätning av vinkelförskjutningar av stjärnor 128,6 kb Korrekt rörelse av en stjärna 128,3 kb Komponenter i en stjärnas egenrörelse 127,8 kb Radiella och tangentiella hastigheter 127,4 kb

Om stjärnans egenrörelse m i bågsekunder per år (se § 91) och avståndet r till den i parsec är känd, så är det inte svårt att beräkna projektionen av stjärnans rumshastighet på himlens plan. Denna projektion kallas tangentialhastigheten Vt och beräknas med formeln (12.3) För att hitta rumshastigheten V för en stjärna är det nödvändigt att känna till dess radiella hastighet Vr, som bestäms från Dopplerförskjutningen av linjerna i spektrumet av stjärnan (§ 107). Eftersom Vr och Vt är inbördes vinkelräta, är stjärnans rumshastighet (12.4) Kunskap om stjärnors egenrörelser och radiella hastigheter gör att vi kan bedöma stjärnornas rörelser i förhållande till solen, som tillsammans med planeterna som omger den, rör sig också i rymden. Därför är stjärnors observerade rörelser sammansatta av två delar, varav en är en följd av solens rörelse och den andra är stjärnans individuella rörelse. För att bedöma stjärnornas rörelser bör man hitta solens hastighet och utesluta den från stjärnornas observerade hastigheter. Låt oss bestämma storleken och riktningen för solens hastighet i rymden. Den punkten på himmelssfären, till vilken solens hastighetsvektor är riktad, kallas solspetsen, och den motsatta punkten kallas antispetsen. För att förklara principen på grundval av vilken positionen för solspetsen hittas, anta att alla stjärnor, förutom solen, är orörliga. I det här fallet kommer stjärnornas observerade egenrörelser och radiella hastigheter endast att orsakas av solens rörelse, som sker med en hastighet av VS (224). Betrakta någon stjärna S, riktningen till vilken gör en vinkel q med vektorn VS. Eftersom vi har antagit att alla stjärnor är orörliga, måste stjärnans S skenbara rörelse i förhållande till solen ha en hastighet som är lika stor och motsatt i riktning mot solens hastighet, dvs VS. Denna skenbara hastighet har två komponenter: en - längs siktlinjen, motsvarande den radiella hastigheten för stjärnan Vr = VScos q, (12,5) och den andra, som ligger i himlens plan, som motsvarar den korrekta rörelsen hos stjärnan. stjärna, Vt = VS sin q. (12.6) Med hänsyn till storleken på dessa projektioners beroende av vinkeln q, får vi att på grund av solens rörelse i rymden måste de radiella hastigheterna för alla stjärnor som befinner sig i solens rörelseriktning visas att vara mindre än de riktiga av VS. För stjärnor i motsatt riktning, tvärtom, bör hastigheterna se ut att vara lika mycket högre. De radiella hastigheterna för stjärnor som ligger i en riktning vinkelrät mot riktningen för solens rörelse förändras inte. Å andra sidan kommer de att ha sina egna rörelser riktade mot antiapexen och lika stora som den vinkel under vilken vektorn VS är synlig från stjärnans avstånd. När apex och antiapex närmar sig, minskar storleken på denna egenrörelse i proportion till sin q, ner till noll. I allmänhet verkar det som att alla stjärnor tycks springa iväg mot antiapexen. I det fall då bara solen rör sig, kan storleken och riktningen för dess hastighet hittas på två sätt: 1) genom att mäta de radiella hastigheterna för stjärnor som befinner sig i olika riktningar, hitta den riktning där den radiella hastigheten har störst negativ värde; i denna riktning är spetsen; solens hastighet i spetsens riktning är lika med den hittade maximala radiella hastigheten; 2) efter att ha mätt stjärnornas rätta rörelser, hitta en gemensam punkt på himmelssfären till vilken de alla är riktade: punkten mittemot den kommer att vara spetsen; För att bestämma värdet på solens hastighet måste man först omvandla vinkelförskjutningen till linjär hastighet, för vilken det är nödvändigt att välja en stjärna med känt avstånd, och sedan hitta VS med formeln (12.6). Om vi ​​nu antar att inte bara solen, utan även alla andra stjärnor har individuella rörelser, så blir problemet mer komplicerat. Men med tanke på ett stort antal stjärnor i en given del av himlen, kan vi anta att deras individuella rörelser i genomsnitt borde kompensera varandra. Därför bör medelvärdena för egenrörelser och radiella hastigheter för ett stort antal stjärnor visa samma regelbundenheter som enskilda stjärnor i det just övervägda fallet med enbart solens rörelse. Med hjälp av den beskrivna metoden har det konstaterats att solsystemets spets är i stjärnbilden Herkules och har rätt uppstigning a = 270o och deklination d = +30o. I denna riktning rör sig solen med en hastighet av cirka 20 km/sek.

Stjärnan i stjärnbilden Ophiuchus Barnard har den snabbaste egenrörelsen. På 100 år passerar den 17,26 ", och på 188 år skiftar den med storleken på månskivans diameter. Stjärnan är på ett avstånd av 1,81 pc. Stjärnornas förskjutning om 100 år

Stjärnor rör sig i olika hastigheter och befinner sig på olika avstånd från betraktaren. Som ett resultat ändras stjärnornas relativa position över tiden. Det är nästan omöjligt att upptäcka förändringar i konstellationens kontur under ett människoliv. Om du följer dessa förändringar under årtusenden blir de ganska märkbara.

En stjärnas rumshastighet är den hastighet med vilken en stjärna rör sig i rymden i förhållande till solen. Kärnan i Dopplereffekten: Linjerna i spektrumet av en källa som närmar sig observatören förskjuts till den violetta änden av spektrumet, och linjerna i spektrumet av en vikande källa förskjuts till den röda änden av spektrumet (i relation till till positionen för linjerna i spektrumet av en stationär källa). Komponenter av stjärnas egenrörelse μ - stjärnans egenrörelse π - årlig parallax för en stjärna λ - våglängd i en stjärnas spektrum λ 0 - våglängden för en stationär källa Δλ - spektrallinjeförskjutning c - ljushastighet (3 10 5 km/s)