분화구의 선형 직경을 찾는 방법. 천문학 워크숍: 지침

아페닌

시 플라톤 코페 시 리아이스

명확성 케플러 이호. 이엔에스..-

지구를 향한 달 반구의 구호는 작은 망원경으로도 선명하게 보입니다. 광활하고 어둡고 둥글며 비교적 평평한 저지대가 11세기에 나타났습니다. 바다의 이름 : 고요의 바다, 맑음의 바다 등 (그림 200). 크기는 직경이 200~1200km입니다. 길이가 2000km가 넘는 가장 큰 저지대는 폭풍의 바다라고 불립니다. 바다의 매끄러운 표면은 한때 달 내부에서 분출된 굳어진 용암을 포함하여 암흑 물질로 덮여 있습니다. 폭풍의 바다와 가장 큰 바다는 육안으로 어두운 점으로 보입니다.

밝은 영역 - 대륙은 달의 눈에 보이는 표면의 60% 이상을 차지합니다. 대륙은 개별 산과 산맥으로 덮여 있습니다. 따라서 비의 바다는 북동쪽은 알프스 산맥으로, 동쪽은 코카서스 산맥으로 제한됩니다. 산의 높이는 다양하며 개별 산봉우리는 8km에 이릅니다.

산악 지역은 많은 고리 구조, 즉 분화구로 덮여 있으며 바다에는 그 수가 적습니다. 분화구의 크기는 1m에서 250km에 이릅니다. 많은 분화구는 아르키메데스, 히파르코스 등 과학자의 이름을 따서 명명되었습니다. Tycho, Copernicus, Kepler와 같은 큰 분화구에서는 발산하는 광선 구조가 관찰됩니다.

현대 사상에 따르면 대부분의 분화구는 큰 운석, 소행성, 혜성이 달 표면과 충돌하는 동안 형성되었습니다.

자가 테스트 질문

1. “이것은 계절의 변화와 열지대의 존재를 결정합니다.

지상에?

2. 세차 현상이란 무엇입니까?

3. 온실 효과의 물리적 특성은 무엇입니까?

4. 달 분화구의 성격은 무엇입니까?

작업 50

만유인력의 법칙을 사용하여 O = 6.67 10 q H ° m3," kgz, i = 9 8 mTsz임을 알고 지구의 질량을 계산하십시오.

실험실 작업 M 9

달 분화구의 크기 결정

작업의 목적은 표면의 다양한 구조물의 크기를 측정하는 방법을 배우는 것입니다. 달의 다래끼.

장비 및 재료: 달의 눈에 보이는 표면 사진(그림 200 참조), 밀리미터 자.

작업 완료 절차 1. 달의 각직경과 선형 직경을 기억하거나 참고서에 기록해 둡니다. 2. 달 사진에서 비의 바다, 투명의 바다, 아펜니노 산맥, 티코 분화구, 플라톤 분화구 등의 지형을 찾아보세요. 3. 밀리미터 눈금자의 측정 오류를 추정합니다. 4. 달 표면 사진의 선형 척도를 결정합니다. Mastab은 달의 직경(km)과 달의 직경(mm)의 비율과 같습니다. 비. 달 형성의 최대 및 최소 크기를 측정합니다. 측정 결과를 표 28에 기록하십시오. 6. 이러한 구조물의 선형 치수를 계산하고 결과를 표 28에 기록하십시오.

11 작업 2 달의 물리적 특성 작업 목적: 달의 지형을 연구하고 달 물체의 크기를 결정합니다. 이점: 달 표면 사진, 달의 반대 반구에 대한 개략도, 달 물체 목록(부록의 표 3 및 4). 달은 지구의 자연 위성이다. 그 표면은 산, 권곡, 분화구, 긴 산맥으로 덮여 있습니다. 움푹 들어간 곳이 넓고 깊은 균열로 잘려져 있습니다. 달 표면(저지대)의 검은 점을 '바다'라고 불렀습니다. 최대 달의 표면은 더 가벼운 언덕인 "대륙"으로 채워져 있습니다. 지구에서 보이는 달 반구는 매우 잘 연구되었습니다. 달의 반대쪽 반구는 눈에 보이는 것과 근본적으로 다르지 않지만 달에는 "해양" 함몰이 적고 갈라소이드라고 불리는 작고 가볍고 평평한 영역이 발견되었습니다. 달 표면에는 약 200,000개의 특징이 기록되었으며 그 중 4,800개가 목록에 등록되었습니다. 달의 구호는 내부 및 외부 세력의 참여로 복잡한 진화 과정에서 형성되었습니다. 달 표면에 대한 연구는 이를 바탕으로 편집된 사진과 지도를 사용하여 수행됩니다. 사진과 지도는 북극이 아래에 있는 달의 망원경 이미지를 재현한다는 점을 기억해야 합니다. 달 형성의 선형 치수 결정. d1을 킬로미터 단위로 표현되는 달의 선형 직경이라고 가정합니다. d2는 달의 각직경으로, 분 단위로 표시됩니다. D는 달 사진 이미지의 선형 직경(밀리미터)입니다. 그러면 사진의 축척은 선형 축척: l = d1/D, (1) 각도 축척: ρ = d2/D가 됩니다. (2) 달의 겉보기 각지름은 시차에 따라 달라지며, 연중 매일의 값은 천문 연보에 나와 있습니다. 그러나 대략 d2 = 32'를 취할 수 있습니다. 달까지의 거리(r = 380000km)와 달의 각지름을 알면 선형 지름 d1 = r ⋅ d2를 계산할 수 있습니다. 밀리미터 단위의 알려진 스케일을 사용하여 사진에서 달 물체의 크기 d를 측정함으로써 각도 dρ 및 선형 d1 12 치수를 얻습니다. dρ = ρ ⋅ d, (3) d1 = l ⋅ d. (4) 보름달 사진의 알려진 척도 l과 ρ를 사용하여 달 표면 단면 사진의 척도 l1과 ρ1을 결정할 수 있습니다. 이를 위해서는 동일한 물체를 식별하고 사진에서 해당 이미지의 크기 d 및 d'를 밀리미터 단위로 측정해야 합니다. 달 표면 단면 사진의 규모: dρ = ρ1 ⋅ d', (5) d1 = l1 ⋅ d. (6) 공식 (3)과 (4)를 사용하면 다음과 같습니다. l1 = l ⋅ d/d', (7) ρ1 = ρ ⋅ d/d'. (8) 획득된 스케일 ρ1과 l1을 사용하면 달 물체의 각도 및 선형 치수를 충분한 정확도로 결정하는 것이 가능합니다. 진전. 1. 교사가 지정한 숫자 아래에 나열된 달 물체의 이름을 결정합니다. 2. 달의 가시적 반구 사진 지도의 각도 및 선형 축척을 계산하고 바다의 각도 및 선형 치수, 산맥의 길이, 두 분화구의 직경을 결정합니다(교사의 지시에 따라). 3. 달 표면의 일부 사진을 사용하여 달 표면의 물체를 크기에 따라 식별하고 이 사진의 규모를 계산합니다. 자체 개발한 양식을 사용하여 작업 보고서를 제출합니다. 통제 질문. 1. 달을 관찰한 결과 달에서 낮과 밤이 바뀌었음을 알 수 있습니까? 2. 달은 일년 동안 태양을 기준으로 축을 중심으로 몇 번 회전합니까? 3. 달에 있는 동안 달의 오로라를 관찰하는 것이 가능합니까? 4. 달이 한쪽 면으로 지구를 향하고 있는데 왜 여러 단계에서 관찰됩니까? 5. 지구에서 달 표면의 50% 이상을 관측할 수 있는 이유는 무엇입니까? 13 작업 3성 시스템 작업 목적: 은하계를 연구하는 몇 가지 방법에 익숙해지기 위함입니다. 장점: 다양한 종류의 은하계 사진 표준, 은하계 사진. 현재 존재하는 은하 분류 중 가장 간단하고 가장 많이 사용되는 분류는 허블 분류입니다. 이 분류에 속하는 은하들은 불규칙 은하(I), 타원 은하(E), 나선 은하(S)로 구분됩니다. 각 은하 클래스에는 여러 하위 클래스 또는 유형이 포함되어 있습니다. 연구 중인 은하계의 사진을 특징적인 대표 은하계의 사진과 비교하여 분류가 이루어지면 이러한 은하계의 유형이 결정됩니다. 은하까지의 거리 D 또는 거리 모듈(m−M)이 알려진 경우(여기서 m은 가시광선이고 M은 물체의 절대 등급), 측정된 각도 치수 p로부터 선형 치수를 계산할 수 있습니다. l = D ⋅ 죄(p). (1) 은하의 겉보기 크기는 매우 작기 때문에 p를 호의 분 단위로 표현하고 1라디안 = 3438'을 고려하면 다음과 같이 얻습니다. l = D ⋅ p/3438'. (2) 물체의 절대등급은 M = m + 5 – 5logD이다. (3) 그러나 공간에서 빛의 흡수를 고려하지 않으면 거리의 모듈로 계산된 거리 D가 과대평가될 것입니다. 이를 위해서는 공식 (3)에서 겉보기 등급의 수정된 값을 고려해야 합니다: m' = m - γCE, (4) 여기서 γ는 가시광선에 대한 계수(mv 사용)와 같습니다. 3.7로, 사진 광선의 경우(mpg 사용)는 4.7과 같습니다. CE = C – C0. (5) C = mpg – mv는 가시 색상 지수이고 C0은 물체의 스펙트럼 클래스에 의해 결정되는 실제 색상 지수입니다(부록의 표 2). 14 그러면 logD = 0.2(m' – M) + 1입니다. (6) 은하까지의 거리는 스펙트럼 선의 적색 이동으로 결정될 수 있습니다. D = V/H, (7) 여기서 H = 100 km/s Mpc는 허블 상수입니다. V = с ⋅ Δλ/λ; c = 300,000km/초 – 빛의 속도; Δλ = λ' - λ; λ' - 이동된 선의 파장; λ는 동일한 선의 정상 파장입니다. 진전. 1. 항성계가 위치한 별자리의 이름을 결정합니다. 2. 교사가 지시한 성계 사진의 축척을 이용하여 각의 크기를 결정합니다. 3. 각도 치수와 절대 거리를 사용하여 선형 치수와 동일한 항성계까지의 거리를 계산합니다. 4. 허블 분류에 따라 표 11*에 표시된 항성계를 분류하십시오. 5. 측정 및 계산 결과를 표 형식으로 제시하고 결론을 도출합니다. 통제 질문. 1. 허블의 법칙. 2. 적색편이란 무엇입니까? 3. 은하계의 주요 특징. 4. 우리 은하계란 무엇인가? 15 표 11. 번호 별 개수. 적도의 눈에 보이는 별. 스펙트럼 좌표계 모듈 값 Sp dist. NGC M α δ mv mpg mv-Mpg h m m 1 4486 87 12 28 .3 +12°40' 9 .2 10m.7 G5 +33m.2 2 5055 63 13h13m.5 +42°17' 9m.5 10m.5 F8 +30m.0 3 5005 − 13h08m.5 +37°19' 9m.8 11m.3 G0 +32m.9 4 4826 64 12h54m.3 +21°47' 8m.0 8m.9 G7 +26m.9 5 3031 81 9h51m,5 +69°18' 7m,9 8m,9 G3 +28m,2 6 5194 51 13h27m,8 +47°27' 8m,1 8m,9 F8 +28m,4 7 5236 83 13h34m,3 - 29°37' 7m.6 8m.0 F0 +28m.2 8 4565 − 12h33m.9 +26°16' 10m.2 10m.7 G0 +30m.3 * NGC – “성운과 성단의 새로운 일반 목록” , Dreyer가 편집하여 1888년에 출판함; M – 메시에가 편집하고 1771년에 출판한 "성운 및 성단 목록". 문헌 1. Vorontsov-Velyaminov B.A. 천문학: 고등학교 11학년 대상. – M.: 교육, 1989. 2. Bakulin P.I., Kononov E.V., Moroz V.I. 일반 천문학 코스. – M .: Nauka, 1983. 3. Mikhailov A.A. 별이 빛나는 하늘의 아틀라스. – M .: Nauka, 1979. 4. Galkin I.N., Shvarev V.V. 달의 구조. – M.: Znanie, 1977. 5. Vorontsov-Velyaminov B.A. 은하외 천문학. – M.: Nauka, 1978. 편집자: Raskhozhev Vladimir Nilovich Leonova Liana Yuryevna 편집자 Kuznetsova Z.E. 16 부록 표 1. 밝은 별에 대한 정보 스펙트럼의 이름. 온도 거리 가시 항성 이름 별 색상 별자리 등급 103 K St. ps 등급 알데바란 α Tauri K5 3.5 주황색 64 20 1m.06 Altair α Aquila A6 8.4 황색 16 4.9 0m.89 Antares αScorpii M1 5.1 빨간색 270 83 1m.22 Arcturus α 부츠 K0 4.1 주황색 37 11.4 0m.24 베텔게우스α 오리오니스 M0 3.1 빨간색 640 200 0m.92 베가α 거문고 A1 10.6 흰색 27 8.3 0m.14 데네브α 시그너스 A2 9.8 흰색 800 250 1m.33 카펠라α 마차부 G0 5.2 노란색 52 16 0m ,21 피마자 α 쌍둥이자리 A1 10.4 흰색 47 14.5 1m,58 폴룩스 β 쌍둥이자리 4.2 주황색 33 10.7 1m,21 프로키온 α Canis Minor F4 6.9 황색 11.2 3.4 0m,48 레굴루스 α 사자자리 B8 13.2 흰색 80 24 1m .34 리겔 β 오리온 B8 12. 8 블루 540 170 0m,34 시리우스α 큰 개자리 A2 16.8 백색 8.7 2.7 -1m.58 스피카 α 처녀자리 B2 16.8 청색 300 90 1m.25 포말하우트 α 남부 물고기자리 A3 9.8 백색 23 7.1 1m.29 표 2. 트루 컬러 지수 스펙트럼. O5 B0 B5 A0 A5 F0 F5 G0 G5 K0 K5 M0 M5 클래스 참 표시 -0m.50 -0m.45 -0m.39 -0m.15 0m.00 +0m.12 +0m.26 +0m.42 +0m, 64 +0m,89 +1m,20 +1m,30 +1m,80 색상, C0 17 표 3. 달의 바다 이름 목록 러시아 이름국제 이름 폭풍의 바다 Oceanus Procellarum Gulf Central Sinus 중간 열만(불안) Sinus Aestuum 다산의 바다(풍요) Mare Foecunditatis 넥타의 바다 Mare Nectaris 평온의 바다 Mare Tranquillitatis 위기의 바다(위험) ) 암말 Crisium 청명해 암말 Serenitatis 차가운 바다 암말 Frigoris 이슬만 Sinus Roris 비의 바다 암말 Imbrium Rainbow Bay Sinus Iridum 수증기 바다 Mare Vaporum 구름 바다 Mare Nubium 바다 습도 암말 Humorum Smith 바다 암말 Smythii 바다 한계 암말 여백 남해 암말 Australe 모스크바 바다 암말 Mosquae 꿈의 바다 Mare Ingenii Sea East Mare Orientalis 표 4. 서수 목록 달 권곡 및 분화구. 러시아 국제 번호 러시아 국제 번호 전사 전사 전사 1 Newton Newton 100 Langren Langrenus 13 Claudius Clavius ​​​​109 Albategnius Albategnius 14 Scheiner Scheiner 110 Alphonsus Alphonsus 18 Nearchus Nearchus 111 Ptolemy Ptolemaeus 22 Maginus Maginus 119 Hipparchus Hipparchus 29 Wilhelm Wilhelm 141 헤벨리우스 헤벨리우스 30 티코 티코 142 리치올리 리치올리 32 스토플러 스토플러 146 케플러 케플러 33 마우롤리쿠스 마우롤리쿠스 147 코페르니쿠스 코페르니쿠스 48 월터 발터 168 에라토스테네스 에라토스테네스 52 푸르네리우스 푸르네리우스 175 헤로도토스 헤로도테스 53 스테빈 스테비누스 176 아리스타르쿠스 아리스타쿠스 69 비에타 비에타 186 포 시도니우스 포시도니우스 73 퍼바흐 퍼바흐 189 아우톨리쿠스 오토리쿠스 74 Lacaille La-Caile 190 Aristillus Aristillus 77 Sacrobosco Sacrabosco 191 Archimedes Archimedes 78 Fracastor Fracastor 192 Timocharis Timocharis 80 Petavius ​​Petavius ​​193 Lambert Lambert 84 Arzachel Arzachel 201 Gauss Gauss 86 Bullialdus Bullialdus 208 Eudoxus Eudo xus 88 캐번디시 캐번디시 20 9 아리스토텔레스 아리스토텔레스 89 메르세니우스 메르세니우스 210 플라톤 플라톤 90 가센디 가센디 220 피타고라스 피타고라스 95 카타리나 카타리나 228 아틀라스 아틀라스 96 시릴 키릴루스 229 헤라클레스 헤라클레스

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달의 크기는 얼마입니까?- 지구 위성. 질량, 밀도, 중력, 실제 크기와 겉보기 크기, 슈퍼문, 달의 환상, 사진 속 지구와의 비교에 대한 설명입니다.

달은 (태양 다음으로) 하늘에서 가장 밝은 물체이다. 지상의 관찰자에게는 거대해 보이지만 이는 다른 물체에 더 가까이 위치해 있기 때문일 뿐입니다. 크기는 지구 전체의 27%(비율 1:4)를 차지합니다. 다른 위성과 비교할 때 우리 위성은 크기 측면에서 5위입니다.

달의 평균 반경은 1737.5km이다. 2를 곱한 값이 직경(3475km)이 됩니다. 적도 둘레는 10917km입니다.

달의 면적은 3,800만km2(이는 대륙 전체 면적보다 적습니다)입니다.

질량, 밀도 및 중력

• 무게 – 7.35 x 10 22kg(1.2% 지상). 즉, 지구는 달 질량의 81배를 초과합니다.
• 밀도 – 3.34 g/cm 3 (60% 지상). 이 기준에 따르면 우리 위성은 토성의 위성 이오(3.53g/cm3)에 패해 2위를 차지했습니다.
• 중력은 지구의 17%까지만 증가하므로 그곳의 100kg은 7.6kg이 됩니다. 이것이 바로 우주 비행사가 달 표면에서 그렇게 높이 점프할 수 있는 이유입니다.

슈퍼 문

달은 원이 아닌 타원으로 지구를 중심으로 회전하므로 때로는 훨씬 더 가깝게 위치합니다. 가장 가까운 거리를 근지점이라고 합니다. 이 순간이 보름달과 일치하면 슈퍼문(보통보다 14% 더 크고 30% 더 밝음)이 나타납니다. 414일마다 반복됩니다.

지평선 환상

달의 겉보기 크기를 더욱 크게 보이게 만드는 광학 효과가 있습니다. 이것은 수평선 위의 먼 물체 뒤로 떠오를 때 발생합니다. 이 트릭을 달 환상 또는 폰조 환상이라고 합니다. 그리고 수세기 동안 관찰되었지만 아직 정확한 설명은 없습니다. 사진에서 달과 지구, 태양과 목성의 크기를 비교할 수 있습니다.

한 이론에 따르면 우리는 고도에서 구름을 관찰하는 데 익숙하며 수평선에서 구름이 우리로부터 킬로미터 떨어져 있다는 것을 이해합니다. 지평선의 구름이 머리 위의 구름과 같은 크기에 도달하면 거리에도 불구하고 우리는 그 구름이 거대할 것임을 기억합니다. 하지만 위성이 머리 위와 같은 크기로 나타나기 때문에 뇌는 자동으로 확대를 목표로 합니다.

모든 사람이 이 공식에 동의하는 것은 아니므로 또 다른 가설이 있습니다. 달은 지평선 가까이에 나타나는데, 그 이유는 그 크기를 나무나 다른 지상의 물체와 비교할 수 없기 때문입니다. 비교하지 않으면 더 커 보입니다.

달 착시현상을 확인하려면 위성에 엄지손가락을 대고 크기를 비교해야 합니다. 다시 높이로 돌아오면 이 방법을 다시 반복하세요. 이전과 같은 크기가 됩니다. 이제 달의 크기를 알 수 있습니다.

우리의 자연 위성에 관한 세 편의 기사가 동시에 출판되었습니다. 달이 존재하는 동안 달은 서로 다른 두 개의 소행성 또는 혜성 집단에 의해 폭격을 받았고 그 표면은 이전에 생각했던 것보다 지질학적으로 더 복잡합니다. 또한 과학자들은 LRO(Lunar Reconnaissance Orbiter) 탐사선의 데이터를 처리하여 직경 20km가 넘는 5,185개의 분화구를 보여주는 위성의 지형 지도를 작성했습니다.