33) Первый закон Кеплера. Все планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце.

    Второй закон Кеплера Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади: скорость движения планет максимальна в перигелии и минимальна в афелии.

    Третий закон Кеплера. Квадраты периодов обращений планет вокруг Солнца соотносятся между собой, как кубы их средних расстояний от Солнца. Т1^2/T2^2=a1^3/a2^3

34) СУТОЧНЫЙ ПАРАЛЛАКС - угол с вершиной в центре небесного светила и со сторонами, направленными к центру Земли и к точке наблюдения на земной поверхности; имеет заметную величину лишь для тел Солнечной системы. Суточный параллакс зависит от зенитного расстояния светила и меняется с суточным периодом.

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА длины (а.е.) - мера расстояний до космич. объектов, равная большой полуоси эллиптической орбиты Земли и, согласно св-вам эллипса, ср. расстоянию Земли от Солнца.

35) Парсе́к (сокращённо пк, pc) — распространённая в астрономии внесистемная единица измерения расстояния. Название происходит от параллакс угловой секунды и обозначает расстояние до объекта, годичный тригонометрический параллакс которого равен одной угловой секунде. 1 пк=206 265 а. е.=3,0857•1016 м. Звезда, расположенная на расстоянии 1 пк, имеет годичный параллакс, равный 1.

Световой год (св. г., ly) — внесистемная единица длины. световой год равен расстоянию, которое свет проходит в вакууме, не испытывая влияния гравитационных полей, за один юлианский год. =0,306601 парсек; 63241,1 а.е.;9460730472580,82 км.

Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду.

Расстояние до звезды. D = a/sin(р)

где а - большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв а = 1 а. е., получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

D = 206265"/p

36) Блеск звезд:-Глядя на звездное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости, или, как говорят астрономы, по своему видимому блеску. Наиболее яркие звезды условились называть звездами 1-й звездной величины; те из звезд, которые по своему блеску в 2,5 раза (точнее, в 2,512 раза) слабее звезд 1-й величины, получили наименование звезд 2-й звездной величины. К звездам 3-й звездной величины отнесли те из них. которые слабее звезд 2-й величины в 2,5 раза, и т. д. Самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу, были причислены к звездам 6-й звездной величины. Нужно помнить, что название «звездная величина» указывает не на размеры звезд, а только на их видимый блеск.

Шкала звездных величин

Логарифмическая шкала, используемая для сравнения освещенностей (потоков излучения) от различных объектов или определенных их частей. За основание логарифма принято число 2.512..., десятичны логарифм которого в точности равен 0.4. Единицей ступени служит "1 звездная величина"; обозначается 1^m. Возрастание на 1^m соответствует уменьшению освещенности в 10^0.4=2.512... раз (подробнее см. звездная величина). Начало отсчета (нуль-пункт шкалы звездных величин) устанавливается по специально выбранным звездам, называемым стандартами.

Формула Погсона связывает блеск светил с их звездными величинами: , гдеE₁ и E₂ - освещенность от каждого из светил, m₁ и m₂ - их видимые звездные величины.

37) Абсолютная звездная величина - звездная величина, которую имело бы данное светило с расстояния 10 пк. Определяется светимостью объекта. Болометрическая абсолютная звездная величина Солнца .

Модуль расстояния, разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами небесного светила, применяемая в астрономии для описания расстояний до звёзд и звёздных систем.

Связь абсолютной звездной величины M, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках:

M = m + 5 – 5 lg R.

38) Телеско́п (от др.-греч. τῆλε — далеко + σκοπέω — смотрю) — прибор, предназначенный для наблюдения небесных светил.

В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.

Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гамма-телескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.

Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами^[1]), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения^[2]. Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы, для решения задач наблюдения за удалёнными объектами^[3]. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в 1608 Ханс Липперсхей. Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену.

39) Рефрактор — оптический телескоп, в котором для собирания света используется система линз, называемая объективом. Работа таких телескопов обусловлена явлением рефракции (преломления). Телескоп-рефрактор содержит два основных узла: линзовый объектив и окуляр. Объектив создаёт действительное уменьшенное обратное изображение бесконечно удалённого предмета в фокальной плоскости. Это изображение рассматривается в окуляр как в лупу. В силу того, что каждая отдельно взятая линза обладает различными аберрациями (хроматической, сферической и проч.), обычно используются сложные ахроматические и апохроматические объективы. Такие объективы представляют собой выпуклые и вогнутые линзы, составленные и склеенные с тем, чтобы минимизировать аберрации.

40)ньютон

Кассегрен

Система Ньютона была изобретена Исааком Ньютоном в 1662 году. Это был первый зеркальный телескоп. В настоящее время эта система в профессиональной практике почти не применяется, но получила большое распространение среди астрономов-любителей. Основной недостаток (в случае крупного инструмента) - большая длина трубы телескопа и неудобное расположение наблюдателя на верхнем конце трубы. Достоинство, благодаря которому система получила распространение среди любителей - простота изготовления зеркал (главное зеркало в случае малых относительных отверстий - сфера; плоское зеркало может быть небольших размеров).

Система Кассегрена (1672 год) свободна от указанных недостатков. При том же фокусном расстоянии, что у телескопа системы Ньютона, труба телескопа будет в 2 раза короче. Это значительно сокращает стоимость, как самого телескопа, так и башни, в которой он установлен. Телескопы системы Кассегрена также распространены среди любителей астрономии.

41)

42) Спектр (лат. spectrum от лат. specter — виде́ние, призрак) — распределение значений физической величины (обычно энергии, частоты или массы). В 1666 году Исаак Ньютон, обратив внимание на радужную окраску изображений звезд в телескопе, поставил опыт, в результате которого открыл дисперсию света и создал новый прибор – спектроскоп.

Оптическая астрономия занимается электромагнитным излучением с длинами волн от 0.3 до 10 мкм, которые соответствуют оптическому окну прозрачности земной атмосферы. Для выражения длин волн в оптике часто применяется внесистемная единица ангстрем (1 А = 10-10 м). Исторически оптический диапазон - первый (а до XX века - единственный) диапазон, в котором проводились астрономические наблюдения, и человеческий глаз был единственным приемником излучения до середины XIX века (времени появление фотографии и ее применения в астрономии).