የኒውተን የዩኒቨርሳል ስበት ህግ የሰማይ አካልን አንድ በጣም አስፈላጊ አካላዊ ባህሪያትን ለመለካት ያስችለናል - ክብደቱ.

ቅዳሴ ሊወሰን ይችላል፡-

ሀ) በተሰጠው አካል ላይ ካለው የስበት መለኪያዎች (የስበት ዘዴ)፣

ለ) በኬፕለር ሦስተኛው የተጣራ ሕግ ፣

ሐ) በሌሎች የሰማይ አካላት እንቅስቃሴ ውስጥ በሰማይ አካል የተፈጠሩ የተስተዋሉ ብጥብጦችን ከመተንተን።

1. የመጀመሪያው ዘዴ በምድር ላይ ጥቅም ላይ ይውላል.

በስበት ህግ ላይ በመመስረት፣ በምድር ላይ ያለው የፍጥነት ግነት፡-

m የምድር ብዛት ባለበት ፣ እና R ራዲየስ ነው።

g እና R የሚለካው በምድር ገጽ ላይ ነው። G = const.

በአሁኑ ጊዜ ተቀባይነት ባለው የ g ፣ R ፣ G እሴቶች ፣ የምድር ብዛት ይገኛል-

m = 5.976.1027g = 6.1024 ኪ.ግ.

መጠኑን እና መጠኑን ማወቅ, አማካይ እፍጋትን ማግኘት ይችላሉ. ከ 5.5 ግ / ሴሜ 3 ጋር እኩል ነው.

2. በኬፕለር ሶስተኛ ህግ መሰረት ፕላኔቷ ቢያንስ አንድ ሳተላይት ካላት እና ከፕላኔቷ ያላት ርቀት እና በዙሪያዋ ያለው የአብዮት ጊዜ የሚታወቅ ከሆነ በፕላኔቷ እና በፀሐይ ብዛት መካከል ያለውን ግንኙነት ማወቅ ይቻላል. .

M, m, mc የፀሐይ ብዛት ያላቸው, ፕላኔቱ እና ሳተላይቷ, ቲ እና ቲሲ በፀሐይ ዙሪያ እና በፕላኔቷ ዙሪያ ያለው ሳተላይት አብዮት ጊዜዎች ናቸው, ሀእና ac- የፕላኔቷ ርቀቶች ከፀሐይ እና ከፕላኔቷ ሳተላይት, በቅደም ተከተል.

ከሒሳብ ቀመር ይከተላል

ለሁሉም ፕላኔቶች የ M / m ሬሾ በጣም ከፍተኛ ነው; ሬሾ m / mc በጣም ትንሽ ነው (ከምድር እና ጨረቃ በስተቀር, ፕሉቶ እና ቻሮን በስተቀር) እና ችላ ሊባል ይችላል.

የ M / m ሬሾ ከቀመር በቀላሉ ሊገኝ ይችላል.

ለምድር እና ለጨረቃ ጉዳይ በመጀመሪያ የጨረቃን ብዛት መወሰን አለቦት። ይህን ለማድረግ በጣም ከባድ ነው. ችግሩ የሚፈታው ጨረቃ ያስከተለውን የምድር እንቅስቃሴ ውዝግቦች በመተንተን ነው።

3. በኬንትሮስ ውስጥ የሚታየው የፀሐይ አቀማመጦች ትክክለኛ ውሳኔዎች ከወርሃዊ ጊዜ ጋር የተደረጉ ለውጦች "የጨረቃ አለመመጣጠን" ተገኝተዋል. ይህ እውነታ በፀሐይ እንቅስቃሴ ውስጥ መገኘቱ የሚያመለክተው የምድር መሃል በ 4650 ኪ.ሜ ርቀት ላይ በመሬት ውስጥ በሚገኘው “ምድር - ጨረቃ” የጋራ ማእከል ዙሪያ በወር ውስጥ አንድ ትንሽ ሞላላ ይገልፃል። ከምድር መሃል.

በ1930 - 1931 የትንሿ ፕላኔት ኢሮስ ምልከታ የምድር-ጨረቃ ማእከል አቀማመጥም ተገኝቷል።

በሰው ሰራሽ ምድር ሳተላይቶች እንቅስቃሴ ላይ በተፈጠረው ረብሻ መሰረት የጨረቃ እና የምድር ብዛት ሬሾ 1/81.30 ሆነ።

እ.ኤ.አ. በ 1964 ፣ የአለም አስትሮኖሚካል ህብረት እንደ const ተቀበለው።

ከኬፕለር እኩልታ ለፀሃይ ክብደት = 2.1033g እናገኛለን, ይህም ከምድር 333,000 እጥፍ ይበልጣል.

ሳተላይት የሌላቸው የፕላኔቶች ብዛት የሚወሰነው በመሬት፣ በማርስ፣ በአስትሮይድ፣ በኮሜት እንቅስቃሴ ላይ በሚፈጥሩት ሁከት እና እርስ በርስ በሚፈጥሩት ሁከት ነው።

የአለማቀፋዊ የስበት ህግን ድል ከሚያሳዩ አስደናቂ ምሳሌዎች አንዱ የፕላኔቷ ኔፕቱን ግኝት ነው። እ.ኤ.አ. በ 1781 እንግሊዛዊው የስነ ፈለክ ተመራማሪ ዊልያም ሄርሼል ፕላኔቷን ዩራነስ አገኛት። ምህዋርዋ ተሰልቶ ለብዙ አመታት የዚህች ፕላኔት አቀማመጥ ሰንጠረዥ ተሰብስቦ ነበር። ይሁን እንጂ በ 1840 የተካሄደው የዚህ ሰንጠረዥ ቼክ መረጃው ከእውነታው እንደሚለያይ ያሳያል.

የሳይንስ ሊቃውንት የዩራነስ እንቅስቃሴ መዛባት የተከሰተው ከኡራነስ የበለጠ ከፀሐይ ርቆ በምትገኝ የማታውቀው ፕላኔት በመሳብ እንደሆነ ጠቁመዋል። ከተሰላው አቅጣጫ መዛባት (በኡራነስ እንቅስቃሴ ውስጥ ያሉ ውጣ ውረዶች) እንግሊዛዊው አዳምስ እና ፈረንሳዊው ሌቨርየር የአለም አቀፍ የስበት ህግን በመጠቀም የዚህን ፕላኔት አቀማመጥ በሰማይ ላይ ያሰላሉ። አዳምስ ሒሳቡን ቀድሞ ያጠናቀቀ ቢሆንም ውጤቱን የዘገበው ታዛቢዎች ግን ለማጣራት አልቸኮሉም። ይህ በእንዲህ እንዳለ ሌቨርየር ስሌቱን ካጠናቀቀ በኋላ ለጀርመናዊው የስነ ፈለክ ተመራማሪ ሃሌ የማታውቀውን ፕላኔት የሚፈልግበትን ቦታ ጠቁሟል። በሴፕቴምበር 28, 1846 በመጀመሪያው ምሽት ሃሌ ቴሌስኮፑን በተጠቀሰው ቦታ እየጠቆመ አዲስ ፕላኔት አገኘ። እሷም ኔፕቱን ትባል ነበር።

በተመሳሳይ ሁኔታ ፕላኔት ፕሉቶ በመጋቢት 14, 1930 ተገኝቷል. ኢንግልስ እንዳስቀመጠው የኔፕቱን ግኝት "በብእር ጫፍ" የተሰራው የኒውተን የአለም አቀፍ የስበት ህግ ትክክለኛነት በጣም አሳማኝ ማረጋገጫ ነው።

የአለም አቀፍ የስበት ህግን በመጠቀም የፕላኔቶችን እና የሳተላይቶቻቸውን ብዛት ማስላት ይችላሉ; እንደ በውቅያኖሶች ውስጥ ያለው የውሃ ፍሰት እና ፍሰት እና ሌሎች ብዙ ክስተቶችን ያብራሩ።

የአጽናፈ ዓለማዊ ስበት ኃይሎች ከሁሉም የተፈጥሮ ኃይሎች ሁሉ በጣም ዓለም አቀፋዊ ናቸው. እነሱ ግዙፍነት ባላቸው አካላት መካከል ይሠራሉ, እና ሁሉም አካላት የጅምላ አላቸው. ለስበት ሃይሎች ምንም እንቅፋት የለም. በማንኛውም አካል በኩል ይሠራሉ.

የሰማይ አካላትን ብዛት መወሰን

የኒውተን የዩኒቨርሳል ስበት ህግ የሰማይ አካልን አንድ በጣም አስፈላጊ አካላዊ ባህሪያትን ለመለካት ያስችለናል - ክብደቱ.

የሰማይ አካል ክብደት ሊታወቅ ይችላል-

ሀ) በተሰጠው አካል ላይ ካለው የስበት መለኪያዎች (የግራቪሜትሪክ ዘዴ);

ለ) በኬፕለር ሶስተኛ (የተጣራ) ህግ መሰረት;

ሐ) በሌሎች የሰማይ አካላት እንቅስቃሴ ውስጥ በሰማይ አካል የተፈጠሩ የተስተዋሉ ብጥብጦችን ከመተንተን።

የመጀመሪያው ዘዴ በአሁኑ ጊዜ በምድር ላይ ብቻ የሚተገበር ሲሆን እንደሚከተለው ነው.

በስበት ህግ መሰረት በምድር ላይ ያለው የስበት ኃይል መፋጠን ከቀመር (1.3.2) በቀላሉ ይገኛል።

የስበት ኃይል ሰ (የበለጠ በትክክል ፣ በስበት ኃይል ምክንያት የስበት አካልን ማፋጠን) እንዲሁም የምድር ራዲየስ ራዲየስ በምድር ገጽ ላይ ካለው ቀጥተኛ ልኬቶች የሚወሰን ነው። የስበት ኃይል ቋሚ ጂ በትክክል የሚወሰነው በፊዚክስ ውስጥ ከሚታወቁት ከካቨንዲሽ እና ጆሊ ሙከራዎች ነው።

በአሁኑ ጊዜ ተቀባይነት ባለው የ g ፣ R እና G እሴቶች ፣ ቀመር (1.3.2) የምድርን ብዛት ያስገኛል ። የምድርን ብዛት እና መጠኑን ማወቅ የምድርን አማካይ እፍጋት ማግኘት ቀላል ነው። ከ 5.52 ግ / ሴሜ 3 ጋር እኩል ነው

ሦስተኛው፣ የተጣራ የኬፕለር ሕግ የኋለኛው ቢያንስ አንድ ሳተላይት ካለው እና ከፕላኔቷ ያለው ርቀት እና በዙሪያው ያለው አብዮት ጊዜ የሚታወቅ ከሆነ በፀሐይ እና በፕላኔቷ ብዛት መካከል ያለውን ግንኙነት ለመወሰን ያስችለናል።

በእርግጥ ፣ በፕላኔቷ ዙሪያ ያለው የሳተላይት እንቅስቃሴ በፀሐይ ዙሪያ ካለው ፕላኔት እንቅስቃሴ ጋር ተመሳሳይ ህጎች ተገዢ ነው ፣ ስለሆነም የኬፕለር ሦስተኛው እኩልታ በዚህ ጉዳይ ላይ እንደሚከተለው ሊፃፍ ይችላል ።

ኤም የፀሃይ ክብደት የት ነው, ኪ.ግ;

t - የፕላኔቷ ክብደት, ኪ.ግ;

m c - የሳተላይት ክብደት, ኪ.ግ;

ቲ በፀሐይ ዙሪያ የፕላኔቷ አብዮት ጊዜ ነው, s;

t c በፕላኔቷ ዙሪያ የሳተላይት አብዮት ጊዜ ነው, s;

a - የፕላኔቷ ርቀት ከፀሐይ, m;

a c የሳተላይት ርቀት ከፕላኔቷ, m;

የዚህን እኩልታ ክፍልፋይ በግራ በኩል ያለውን አሃዛዊ እና አካፋይ በመከፋፈል እና ለብዙሃኖች መፍታት እናገኛለን ፣

የሁሉም ፕላኔቶች ጥምርታ በጣም ከፍተኛ ነው; ሬሾው በተቃራኒው ትንሽ ነው (ከምድር እና ከጨረቃ ሳተላይት በስተቀር) እና ችላ ሊባል ይችላል. ከዚያም በቀመር (2.2.2) አንድ የማይታወቅ ዝምድና ብቻ ይቀራል፣ ከእሱ በቀላሉ ሊወሰን ይችላል። ለምሳሌ፣ ለጁፒተር በዚህ መንገድ የተወሰነው የተገላቢጦሽ ሬሾ 1፡1050 ነው።

የምድር ብቸኛው ሳተላይት የጨረቃ ብዛት ከምድር ብዛት ጋር ሲነፃፀር በጣም ትልቅ ስለሆነ ፣ በቀመር (2.2.2) ውስጥ ያለው ጥምርታ ችላ ሊባል አይችልም። ስለዚህ የፀሐይን ብዛት ከምድር ብዛት ጋር ለማነፃፀር በመጀመሪያ የጨረቃን ብዛት መወሰን ያስፈልጋል ። የጨረቃን ብዛት በትክክል መወሰን በጣም ከባድ ስራ ነው፣ እና በጨረቃ ምክንያት የሚመጡትን የምድር እንቅስቃሴ ውዝግቦችን በመተንተን መፍትሄ ያገኛል።

በጨረቃ የስበት ኃይል ተጽዕኖ ሥር፣ ምድር በአንድ ወር ጊዜ ውስጥ የምድር-ጨረቃ ሥርዓት የጋራ ማእከል ዙሪያ ያለውን ሞላላ መግለጽ አለባት።

በኬንትሮስ ውስጥ የሚታየውን የፀሐይን አቀማመጥ በትክክል በመወሰን "የጨረቃ እኩልነት" ተብሎ በሚጠራው ወርሃዊ ጊዜ ለውጦች ተገኝተዋል. በፀሐይ እንቅስቃሴ ውስጥ "የጨረቃ አለመመጣጠን" መኖሩ የሚያመለክተው የምድር መሃከል በወር ውስጥ አንድ ትንሽ ሞላላ በመሬት ውስጥ በሚገኘው የጅምላ "ምድር-ጨረቃ" ዙሪያ በወር ውስጥ ነው. ከምድር መሃል 4650 ኪ.ሜ. ይህም የጨረቃን ክብደት እና የምድርን ክብደት ሬሾን ለመወሰን አስችሏል, ይህም እኩል ሆኖ ተገኝቷል. የምድር-ጨረቃ ስርዓት የጅምላ ማእከል አቀማመጥ በ1930-1931 ከትንሽ ፕላኔት ኢሮስ ምልከታ ተገኝቷል። እነዚህ ምልከታዎች ለጨረቃ እና ለምድር ብዛት ጥምርታ ዋጋ ሰጥተዋል። በመጨረሻም፣ በአርቴፊሻል ምድር ሳተላይቶች እንቅስቃሴ ላይ በተፈጠረው ሁከት ላይ በመመስረት፣ የጨረቃ እና የምድር ብዛት ጥምርታ እኩል ሆነ። የኋለኛው ዋጋ በጣም ትክክለኛ ነው, እና በ 1964 የአለም አስትሮኖሚካል ህብረት ከሌሎች የስነ ፈለክ ቋሚዎች መካከል እንደ የመጨረሻው ዋጋ ተቀበለ. ይህ ዋጋ በ 1966 የተረጋገጠው የጨረቃን ብዛት በሰው ሰራሽ ሳተላይቶች የማዞሪያ መለኪያዎች ላይ በማስላት ነው።

በሚታወቀው የጨረቃ እና የምድር ብዛት ከቁጥር (2.26) ጋር ፣የፀሐይ ክብደት M ነው? 333,000 ጊዜ የምድር ክብደት, ማለትም.

Mz = 2 10 33 ግ.

የፀሐይን ብዛት እና የሳተላይት ብዛት ከሌላው ፕላኔት ብዛት ጋር ያለውን ጥምርታ ማወቅ የዚህን ፕላኔት ክብደት ለማወቅ ቀላል ነው።

ሳተላይት የሌላቸው የፕላኔቶች ብዛት (ሜርኩሪ, ቬኑስ, ፕሉቶ) የሚወሰነው በሌሎች ፕላኔቶች ወይም ኮሜትሮች እንቅስቃሴ ውስጥ የሚያመነጩትን ብጥብጥ ትንተና ነው. ስለዚህ ለምሳሌ የቬኑስ እና የሜርኩሪ ብዛት የሚወሰነው በመሬት፣ በማርስ፣ አንዳንድ ትንንሽ ፕላኔቶች (አስትሮይድ) እና ኮሜት ኢንኬ-ባክሉንድ በሚፈጥሩት ረብሻ ምክንያት ነው። አንዱ ለሌላው.

የምድር ፕላኔት አጽናፈ ሰማይ ስበት

ቅዳሴ የሰማይ አካላት በጣም አስፈላጊ ከሆኑ ባህሪያት አንዱ ነው. ነገር ግን የሰማይ አካልን ብዛት እንዴት መወሰን ይቻላል? ኒውተን ለኬፕለር ሶስተኛው ህግ የበለጠ ትክክለኛ ቀመር የሚከተለው መሆኑን አረጋግጧል፡-

M 1 እና M 2 የማንኛውም የሰማይ አካላት ብዛት ሲሆኑ m 1 እና m 2 ደግሞ የሳተላይቶቻቸው ብዛት ናቸው። በተለይም ፕላኔቶች የፀሐይ ሳተላይቶች ናቸው. የተሻሻለው የዚህ ህግ ፎርሙላ ከግምታዊው የሚለየው ብዙሃኑን የያዘው ፋክተር በመኖሩ ነው፡ M 1 = M 2 = M ስንል የፀሀይ ብዛት እና m 1 እና m 2 ሁለት የተለያዩ ፕላኔቶች, ከዚያም ጥምርታ

m 1 እና m 2 ከፀሐይ ብዛት ጋር ሲነፃፀሩ በጣም ትንሽ ስለሆኑ ከአንድነት ትንሽ አይለያዩም። በዚህ ሁኔታ, ትክክለኛው ቀመር ከግምታዊው በተለየ መልኩ አይለይም.

የኬፕለር የጠራ ሦስተኛው ሕግ የሳተላይት እና የፀሐይን ብዛት ያላቸውን የፕላኔቶች ብዛት ለመወሰን ያስችለናል። የፀሐይን ብዛት ለመወሰን የዚህን ህግ ቀመር በሚከተለው መልኩ እንደገና እንጽፋለን, የጨረቃን እንቅስቃሴ በምድር ዙሪያ በፀሐይ ዙሪያ ከምትገኘው እንቅስቃሴ ጋር በማነፃፀር.

የት T z i az የምድር አብዮት ጊዜ ነው (ዓመት) እና የምህዋሯ ከፊል-ዋና ዘንግ ፣ T l እና a l በምድር ዙሪያ የጨረቃ አብዮት ጊዜ እና የምህዋሯ ከፊል-ዋናው ዘንግ ፣ M c የፀሐይ ብዛት ነው ፣ M z የምድር ብዛት ነው ፣ m l - የጨረቃ ብዛት። የምድር ብዛት ከፀሐይ ብዛት ጋር ሲወዳደር እዚህ ግባ የሚባል አይደለም፣ እና የጨረቃ ብዛት ከምድር ብዛት ጋር ሲነፃፀር ትንሽ ነው (1፡81)። ስለዚህ, በድምሩ ውስጥ ያሉት ሁለተኛው ቃላት ትልቅ ስህተት ሳይሠሩ ሊጣሉ ይችላሉ. የMc/M z እኩልታውን ከፈታን በኋላ፡-

ይህ ፎርሙላ በመሬት ውስጥ በጅምላ የተገለፀውን የፀሐይን ብዛት ለመወሰን ያስችልዎታል. ወደ 333,000 የምድር ብዛት ነው.

የምድርን እና የሌላውን ፕላኔት ብዛት ለማነፃፀር ፣ለምሳሌ ጁፒተር ፣በመጀመሪያው ቀመር ኢንዴክስ 1 የጨረቃ እንቅስቃሴ በምድር ዙሪያ በጅምላ M 1 እና 2 መታወቅ አለበት - በጁፒተር ዙሪያ የማንኛውም ሳተላይት እንቅስቃሴ በጅምላ። ኤም 2.

ሳተላይት የሌላቸው የፕላኔቶች ብዛት የሚወሰነው በአጎራባች ፕላኔቶች እንቅስቃሴ ወይም በኮሜት እና በአስትሮይድ እንቅስቃሴ ላይ በሚፈጥሩት ረብሻ ነው።

1. የጁፒተርን ብዛት ከሳተላይት ጋር ከምድር - ጨረቃ ስርዓት ጋር በማነፃፀር የጁፒተርን ብዛት ይወስኑ ፣ የመጀመሪያው የጁፒተር ሳተላይት ከእሱ 422,000 ኪ.ሜ ርቀት ላይ ከሆነ እና የምሕዋር ጊዜ ያለው 1.77 ቀናት ነው። የጨረቃ መረጃ ለእርስዎ መታወቅ አለበት።
2. በምድር ላይ ከምድር ምን ያህል ርቀት ላይ አስላ - የጨረቃ መስመር በጨረቃ እና በምድር መካከል ያለው ርቀት ከምድር 60 ራዲየስ ጋር እኩል መሆኑን በማወቅ የምድር እና የጨረቃ መስህቦች እኩል የሆኑባቸው ነጥቦች አሉ ፣ እና የምድር እና የጨረቃ ብዛት በ81፡1 ውስጥ ናቸው።

የፀሀይ ብዛት የሚገኘው የምድር በፀሐይ ላይ ያለው የመሬት ስበት ምድርን በምህዋሯ ውስጥ የሚይዝ ማዕከላዊ ሃይል ሆኖ ከሚገለጥበት ሁኔታ ነው (ለቀላልነት ፣ የምድርን ምህዋር እንደ ክብ እንቆጥራለን)

የምድር ብዛት እዚህ አለ ፣ የምድር አማካኝ ርቀት ከፀሐይ። እኛ አለን በሰከንዶች ውስጥ የዓመቱን ርዝመት በመጥቀስ። ስለዚህም

ከየት ሆነው፣ የቁጥር እሴቶችን በመተካት፣ የፀሐይን ብዛት እናገኛለን፡-

ሳተላይት ያለባትን ፕላኔት ብዛት ለማስላት ተመሳሳይ ቀመር ሊተገበር ይችላል። በዚህ ሁኔታ, የሳተላይቱ አማካይ ርቀት ከፕላኔቷ, በፕላኔቷ ዙሪያ ያለው አብዮት ጊዜ, የፕላኔቷ ብዛት. በተለይም ጨረቃ ከምድር ላይ ባለው ርቀት እና በወር ውስጥ በሰከንዶች ቁጥር የምድርን ብዛት በተጠቆመው ዘዴ ሊታወቅ ይችላል.

የምድር ክብደትም የሰውነት ክብደትን ከዚህ አካል ስበት ጋር በማመሳሰል ወደ ምድር ካለው የስበት አካል ጋር በማመሳሰል ራሱን በተለዋዋጭነት ከሚገልጠው የስበት አካል በመቀነስ ሊወሰን ይችላል። የሚዛመደው የማዕከላዊ ማፋጠን (§ 30)። ለእንደዚህ ዓይነቱ የምድር ብዛት ስሌት በምድር ምሰሶዎች ላይ የሚታየውን የስበት ኃይል ማፋጠን ከተጠቀምን የዚህ እርማት አስፈላጊነት ይጠፋል ። ምድር, እኛ አለን:

የምድር ብዛት ከየት ነው የሚመጣው?

የዓለማችን አማካኝ ጥግግት በዚያን ጊዜ የሚገለጽ ከሆነ፣ በግልጽ ለማየት እንደሚቻለው፣ ስለዚህ የዓለማችን አማካኝ ጥግግት እኩል ነው።

በምድር የላይኛው ክፍል ውስጥ ያሉት የማዕድን ዓለቶች አማካኝ መጠናቸው በግምት ነው።

የምድርን ጥግግት በተለያየ ጥልቀት ጥናት የተደረገው በ Legendre ሲሆን በብዙ ሳይንቲስቶች ቀጥሏል። እንደ ጉተንበርግ እና ሃልክ (1924) መደምደሚያ ፣ በግምት የሚከተሉት የምድር ጥግግት እሴቶች በተለያዩ ጥልቀት ውስጥ ይከሰታሉ ።

በአለም ውስጥ ያለው ግፊት፣ በከፍተኛ ጥልቀት፣ በጣም ግዙፍ ነው። ብዙ የጂኦፊዚክስ ሊቃውንት ቀድሞውኑ ጥልቀት ላይ ግፊቱ በእያንዳንዱ ካሬ ሴንቲሜትር ወደ ከባቢ አየር መድረስ አለበት ብለው ያምናሉ።

በአለም ጥልቀት ውስጥ ያለውን የሙቀት መጠን በተመለከተ, ከፍ ያለ (የላቫ ሙቀት) እንደሆነ እርግጠኛ ነው. በማዕድን ማውጫዎች እና ጉድጓዶች ውስጥ የሙቀት መጠኑ ለእያንዳንዱ ሰው በአማካይ በአንድ ዲግሪ ይጨምራል.ከ 1500-2000 ° ጥልቀት ላይ ይገመታል ከዚያም ቋሚ ሆኖ ይቆያል.

ሩዝ. 50. የፀሐይ እና የፕላኔቶች አንጻራዊ መጠኖች.

በሰለስቲያል ሜካኒክስ ውስጥ የተቀመጠው የፕላኔቶች እንቅስቃሴ ሙሉ ንድፈ ሃሳብ የአንድን ፕላኔት ክብደት በአንድ የተወሰነ ፕላኔት እንቅስቃሴ ላይ ካለው ተጽእኖ ምልከታ ለማስላት ያስችላል። ባለፈው ክፍለ ዘመን መጀመሪያ ላይ ፕላኔቶች ሜርኩሪ, ቬኑስ, ምድር, ማርስ, ጁፒተር, ሳተርን እና ዩራነስ ይታወቃሉ. የኡራነስ እንቅስቃሴ አንዳንድ "ሥርዓተ-አልባነት" ሲያሳይ ተስተውሏል ይህም ከኡራነስ ጀርባ በኡራነስ እንቅስቃሴ ላይ ተጽእኖ የሚያሳድር ያልታየ ፕላኔት እንዳለ ያመለክታል። እ.ኤ.አ. በ 1845 ፈረንሳዊው ሳይንቲስት ሊ ቬሪየር እና ከእሱ ጋር ብቻ ንክኪ የሆነው እንግሊዛዊው አዳምስ የኡራነስን እንቅስቃሴ በማጥናት የፕላኔቷን ብዛት እና ቦታ አስላ ፣ ማንም እስካሁን ያላየው። ከዚህ በኋላ ብቻ ፕላኔቱ በሰማይ ውስጥ በትክክል በስሌቶቹ በተጠቀሰው ቦታ ላይ ተገኝቷል; ይህች ፕላኔት ኔፕቱን ትባላለች።

እ.ኤ.አ. በ 1914 የሥነ ፈለክ ተመራማሪ ሎቬል ከኔፕቱን የበለጠ ከፀሐይ የበለጠ ሌላ ፕላኔት እንደሚኖር ተንብዮ ነበር። በ 1930 ብቻ ይህች ፕላኔት ተገኝታ ፕሉቶ ተብላ ተጠራች።

ስለ ዋና ዋናዎቹ ፕላኔቶች መሰረታዊ መረጃ

(ስካን ይመልከቱ)

ከዚህ በታች ያለው ሰንጠረዥ ስለ ዘጠኝ ዋና ዋና የፀሐይ ፕላኔቶች መሰረታዊ መረጃ ይዟል. ሩዝ. 50 የፀሐይ እና የፕላኔቶችን አንጻራዊ መጠኖች ያሳያል።

ከተዘረዘሩት ትላልቅ ፕላኔቶች በተጨማሪ ወደ 1,300 የሚጠጉ በጣም ትናንሽ ፕላኔቶች፣ አስትሮይድ (ወይም ፕላኔቶይድ) የሚባሉት ይታወቃሉ፡ ምህዋራቸውም በዋናነት በማርስ እና በጁፒተር ምህዋር መካከል ይገኛል።

Delitant 75 · 03-10-2014

የሰማይ አካላት ብዛት (የመወሰን ዘዴዎች)
የሰማይ አካላትን ብዛት ለመወሰን መሰረቱ የአለም አቀፍ የስበት ህግ ነው፣ የተገለጸው፡-
$F=Gcdot((mathfrak M)_1(mathfrak M)_2over (r^2))$ (1)
የት F የብዙሃን የጋራ የመሳብ ኃይል ነው $ (mathfrak M) _1 $ እና $ (mathfrak M) _2$, ያላቸውን ምርት ጋር ተመጣጣኝ እና ያላቸውን ማዕከላት መካከል r ያለውን ርቀት ስኩዌር በተገላቢጦሽ. በሥነ ፈለክ ጥናት ብዙውን ጊዜ (ነገር ግን ሁልጊዜ አይደለም) የሰማይ አካላትን መጠን ቸል ማለት ከሚለያያቸው ርቀቶች፣ የቅርጻቸው ልዩነት ከትክክለኛው ሉል ጋር በማነፃፀር እና የሰማይ አካላትን ከቁሳዊ ነጥቦች ጋር ማመሳሰል ይቻላል ። ጅምላነታቸው የተከማቸ ነው።
የተመጣጠነ ጥምርታ G =$6.67cdot 10^(-8) mbox(ሴሜ)^3cdot mbox(g)^(-1)cdot mbox(ዎች)^(-2)$ ተጠርቷል። የስበት ቋሚ ወይም ቋሚ የስበት ኃይል. ከቶርሽን ሚዛኖች ጋር በተደረገ አካላዊ ሙከራ የተገኘ ሲሆን ይህም የስበት ኃይልን ለመወሰን ያስችላል. የታወቁ የጅምላ አካላት መስተጋብር.
በነጻ የሚወድቁ አካላትን በተመለከተ በሰውነት ላይ የሚሠራው ኃይል F ከ $(mathfrak M) $ የጅምላ ምርት እና የነፃ ውድቀት ሰ ጋር እኩል ነው። ማጣደፍ g ሊታወቅ ይችላል፣ ለምሳሌ፣ በቋሚ ፔንዱለም የመወዛወዝ ጊዜ፡ $T=2pisqrt(l/g)$፣ l የፔንዱለም ርዝመት ነው። በኬንትሮስ 45o እና በባህር ደረጃ g= 9.806 m/s2.
$F=(mathfrak M)cdot g$ን ወደ ቀመር (1) በመተካት ወደ $g=G(mathfrak M)_oplus/R_oplus^2$፣ $(mathfrak M)_oplus$ - የምድር ብዛት፣ እና $R_oplus$ የአለም ራዲየስ ነው። በዚህ መንገድ የምድር ብዛት $ (mathfrak M) _oplusapprox 6.0cdot 10 ^ (27) $ g. የምድርን ብዛት መወሰን yavl. የሌሎች የሰማይ አካላትን ብዛት ለመወሰን በሰንሰለት ውስጥ የመጀመሪያው አገናኝ (ፀሐይ ፣ ጨረቃ ፣ ፕላኔቶች እና ከዚያ ከዋክብት)። የእነዚህ አካላት ብዛት የሚገኘው በኬፕለር 3 ኛ ህግ (የኬፕለር ህጎችን ይመልከቱ) ወይም በደንቡ ላይ ነው: የ k.-l. ከጠቅላላው የጅምላ ማእከል ብዙኃን ከራሳቸው ብዙኃን ጋር የተገላቢጦሽ ናቸው። ይህ ደንብ የጨረቃን ብዛት ለመወሰን ያስችልዎታል. ከፕላኔቶች እና ከፀሐይ ትክክለኛ መጋጠሚያዎች መለኪያዎች ፣ ምድር እና ጨረቃ ከአንድ ወር ጊዜ ጋር በባርሴንተር ዙሪያ ሲንቀሳቀሱ - የምድር የጅምላ ማእከል - የጨረቃ ስርዓት ተገኝቷል። የምድር መሃል ከርቀት 0.730 $ R_oplus$ (በአለም ውስጥ ይገኛል)። ረቡዕ የጨረቃ መሃል ርቀት ከምድር መሃል 60.08 $ R_oplus$ ነው። ስለዚህ የጨረቃ እና የምድር ማዕከሎች ርቀቶች ከርቀት 1/81.3 ነው። ይህ ሬሾ የምድር እና የጨረቃ የጅምላ ሬሾ ተገላቢጦሽ ስለሆነ የጨረቃ ብዛት
$(mathfrak M)_Л=(mathfrak M)_oplus/81.3በግምት 7.35cdot 10^(25)$ g.
የኬፕለርን 3ኛ ህግ በመሬት እንቅስቃሴ (ከጨረቃ ጋር) በፀሐይ ዙሪያ እና በምድር ዙሪያ ያለውን የጨረቃ እንቅስቃሴ በመተግበር የፀሃይን ብዛት መወሰን ይቻላል፡-
$(a_oplus^3over (T_oplus^2((mathfrak M)) L))))$, (2)
የ ምህዋሮች ከፊል ዋና መጥረቢያዎች ባሉበት ፣ ቲ የአብዮት ወቅቶች (የከዋክብት ወይም የጎን ክፍል) ናቸው። $(mathfrak M) _oplus$ን ከ$(mathfrak M)_odot$ ጋር በማነፃፀር፣ $(mathfrak M)_odot/((mathfrak M)_oplus+(mathfrak M)_(L))$ ከ329390 ጋር እኩል እናገኛለን። ስለዚህም $ (mathfrak M) _odotapprox 3.3cdot 10^(33)$ g ወይም በግምት። $3.3cdot 10^5 (mathfrak M)_ተጨማሪ $.
ሳተላይቶች ያሏቸው የፕላኔቶች ብዛት በተመሳሳይ መንገድ ይወሰናሉ። ሳተላይት የሌላቸው የፕላኔቶች ብዛት የሚወሰነው በአጎራባች ፕላኔቶች እንቅስቃሴ ላይ በሚያደርጉት ረብሻ ነው። የተዛባ የፕላኔቶች እንቅስቃሴ ጽንሰ-ሀሳብ በወቅቱ የማይታወቁትን ፕላኔቶች ኔፕቱን እና ፕሉቶ መኖራቸውን ለመጠራጠር ፣ብዙዎቻቸውን ለማግኘት እና በሰማይ ላይ ያላቸውን ቦታ ለመተንበይ አስችሏል።
የአንድ ኮከብ ብዛት (ከፀሐይ በተጨማሪ) በአንፃራዊነት ከፍተኛ አስተማማኝነት ሊታወቅ የሚችለው ይህ ከሆነ ብቻ ነው። አካላዊ የእይታ ድርብ ኮከብ አካል (ድርብ ኮከቦችን ይመልከቱ) ፣ ለመቁረጥ ያለው ርቀት ይታወቃል። በዚህ ጉዳይ ላይ የኬፕለር ሦስተኛው ህግ የንጥረቶቹን ብዛት (በክፍል $(mathfrak M)_odot$) ድምር ይሰጣል።
$(mathfrak M)_1+(mathfrak M)_2=((a"")^3over ((pi"")^3))cdot (1በላይ(P^2))$
የት a"" በዋናው (በተለምዶ ደማቅ) ኮከብ ዙሪያ ያለው የሳተላይት እውነተኛ ምህዋር ከፊልማጅር ዘንግ (በአርክ ሰከንድ) ነው፣ በዚህ ሁኔታ እንደ ቋሚ ይቆጠራል፣ P በዓመታት የምህዋር ጊዜ ነው፣ $pi""$ የስርዓቱ ፓራላክስ ነው (በሴኮንዶች ቅስት)። ዋጋው $a"/pi""$ የምህዋሩን ከፊል-ዋና ዘንግ ሀ ውስጥ ይሰጣል። ሠ. የ $ ho$ ክፍሎችን ከጋራ የጅምላ ማእከል የማዕዘን ርቀቶችን ለመለካት ከተቻለ የእነሱ ጥምርታ ከጅምላ ሬሾ ጋር የተገላቢጦሽ እሴት ይሰጣል $ ho_1/ ho_2=(mathfrak M)_2/(mathfrak M) )_1$ የተገኘው የጅምላ ድምር እና የእነሱ ጥምርታ የእያንዳንዱን ኮከብ ብዛት በተናጠል ለማግኘት ያስችላል። የሁለትዮሽ አካላት በግምት ተመሳሳይ ብሩህነት እና ተመሳሳይ እይታ ካላቸው የጅምላ ግማሽ ድምር $((mathfrak M)_1+(mathfrak M)_2)/2$ የእያንዳንዱን አካል ክብደት ሳይጨምር ትክክለኛ ግምት ይሰጣል። . ግንኙነታቸውን መወሰን.
ለሌሎች ድርብ ኮከቦች ዓይነቶች (ግርዶሽ ሁለትዮሽ እና ስፔክትሮስኮፒክ ሁለትዮሾች)፣ የከዋክብትን ብዛት በግምት ለመወሰን ወይም ዝቅተኛ ገደባቸውን ለመገመት ብዙ እድሎች አሉ (ማለትም፣ ጅምላዎቻቸው ሊሆኑ የማይችሉት እሴቶች)።
በግምት ወደ አንድ መቶ የሚጠጉ ሁለትዮሽ ኮከቦች የተለያዩ ዓይነቶች አካላት ብዛት ላይ ያለው አጠቃላይ መረጃ ጠቃሚ ስታቲስቲካዊ መረጃዎችን ለማግኘት አስችሏል። በጅምላዎቻቸው እና በብሩህነታቸው መካከል ያለው ግንኙነት (የ Mass-lightity ግንኙነትን ይመልከቱ)። የነጠላ ኮከቦችን ብዛት በብርሃንነታቸው ለመገመት ያስችላል (በሌላ አነጋገር በፍፁም መጠን)። አብስ የከዋክብት መጠኖች M በቀመርው ይወሰናሉ: M = m + 5 + 5 log $pi$ - A (r) , (3) m በተመረጠው ኦፕቲካል ውስጥ የሚታየው የከዋክብት መጠን ነው. ክልል (በተወሰነ የፎቶሜትሪክ ስርዓት ለምሳሌ ዩ፣ ቢ ወይም ቪ፣ አስትሮፖቶሜትሪ ይመልከቱ)፣ $pi$ - parallax እና A(r) - በተመሳሳይ የጨረር ክልል ውስጥ ያለው የኢንተርስቴላር የብርሃን መሳብ መጠን። በተሰጠው አቅጣጫ እስከ $r=1/pi$ ርቀት ይደርሳል።
የኮከቡ ፓራላክስ ካልተለካ የ abs ግምታዊ እሴት። የከዋክብት መጠን በዓይነቱ ሊወሰን ይችላል። ይህንን ለማድረግ ስፔክትሮግራም የኮከቡን ስፔክትራል ክፍል ለማወቅ ብቻ ሳይሆን የአንዳንድ ስፔክትረም ጥንዶች አንጻራዊ ጥንካሬን ለመገመት ያስችላል። ለ"ፍፁም መጠነ ሰፊ ተጽእኖ" ስሜታዊ የሆኑ መስመሮች። በሌላ አነጋገር የከዋክብትን የብርሀንነት ክፍል መወሰን በመጀመሪያ አስፈላጊ ነው - በብርሃን-ብርሃን ዲያግራም ላይ ካሉት ቅደም ተከተሎች አንዱ መሆን አለመሆኑን (የ Hertzsprung-Russell ዲያግራምን ይመልከቱ) እና በብርሃን ክፍል - ፍጹም እሴቱ። መጠን. በዚህ መንገድ የተገኘው እንደ abs. መጠኑ፣ የጅምላ-ብሩህነት ግንኙነትን በመጠቀም የኮከቡን ብዛት ማግኘት ይችላሉ (ነጭ ድንክ እና ፑልሳር ብቻ ይህንን ግንኙነት አይታዘዙም)።
የከዋክብትን ብዛት ለመገመት ሌላኛው ዘዴ የስበት ኃይልን መለካት ያካትታል. redshift ስፔክትረም. በስበት መስክ ውስጥ መስመሮች. በሉላዊ ሲሜትሪክ የስበት መስክ፣ ከዶፕለር ሬድሺፍት $Delta v_r=0.635 (mathfrak M)/R$ ጋር እኩል ነው፣ እሱም $(mathfrak M)$ በክፍል ውስጥ ያለው የኮከብ ብዛት ነው። የፀሐይ ብዛት ፣ R በክፍል ውስጥ ያለው የኮከቡ ራዲየስ ነው። የፀሐይ ራዲየስ፣ እና $Delta v_r$ በኪሜ/ሰ ይገለጻል። ይህ ግንኙነት የተረጋገጠው የሁለትዮሽ ስርዓቶች አካል የሆኑትን ነጭ ድንክዬዎችን በመጠቀም ነው። ለእነሱ, ራዲየስ, ጅምላ እና እውነተኛ ራዲያል ፍጥነቶች vr, የምሕዋር ፍጥነት ትንበያዎች ይታወቁ ነበር.
የማይታዩ (ጨለማ) ሳተላይቶች፣ ከዋክብት አቅራቢያ የተገኙት ከዋክብት አቀማመጥ ከእንቅስቃሴው ጋር ተያይዞ የጋራ መሀከል ካለው እንቅስቃሴ ጋር በተገናኘ (የማይታዩ የከዋክብት ሳተላይቶችን ይመልከቱ) ከ 0.02 ዶላር ያነሰ ክብደት አላቸው (mathfrak M) _odot$። ምናልባት አልተገኙም። ራስን የሚያበሩ አካላት እና እንደ ፕላኔቶች ናቸው.
ከብዙሃኑ ከዋክብት ውሳኔዎች በግምት ከ0.03$(mathfrak M)_odot$ እስከ 60$(mathfrak M)_odot$ ይደርሳሉ። ትልቁ የኮከቦች ብዛት ከ 0.3 $(mathfrak M) _odot$ እስከ 3 $(mathfrak M) _odot$። ረቡዕ በፀሐይ አቅራቢያ ያለው የከዋክብት ብዛት $0.5 (mathfrak M) _odot$ ገደማ ነው፣ ማለትም። $1033 ዶላር የሚጠጋ የከዋክብት ብዛት ልዩነት ከብርሃን ልዩነት በጣም ያነሰ ሆኖ ተገኝቷል (የኋለኛው በአስር ሚሊዮኖች ሊደርስ ይችላል)። የከዋክብት ራዲየስ እንዲሁ በጣም የተለያየ ነው. ይህ በመካከላቸው ወደ አስደናቂ ልዩነት ይመራል. እፍጋቶች፡ ከ$5cdot 10^(-5)$ እስከ $3cdot 10^5$ g/cm3 (ዝ.ከ. የፀሐይ ጥግግት 1.4 ግ/ሴሜ 3)።
የአንድ ክፍት ኮከብ ክላስተር ክብደት የሁሉንም አባላት ብዛት በመደመር፣ ብርሃኖቹ የሚወሰኑት በሚታየው ብሩህነት እና ለክላስተር ርቀት፣ ብዙሃኑን ደግሞ በጅምላ-ብሩህነት ግንኙነት ነው።
የግሎቡላር ኮከቦች ክላስተር ብዛት ሁልጊዜ በከዋክብት በመቁጠር ሊገመት አይችልም፣ ምክንያቱም በአብዛኛዎቹ እነዚህ ዘለላዎች ማእከላዊ ክልል ውስጥ፣ በፎቶግራፎች ውስጥ ያሉ የነጠላ ኮከቦች ምስሎች በጥሩ መጋለጥ ወደ አንድ ብሩህ ቦታ ይቀላቀላሉ። በስታቲስቲክስ መረጃ ላይ በመመርኮዝ የጠቅላላውን ስብስብ አጠቃላይ ብዛት ለመገመት ዘዴዎች አሉ። መርሆዎች. ስለዚህ, ለምሳሌ, የቫይራል ቲዎሬም (የቫይራል ቲዎረምን ይመልከቱ) የክላስተር ክብደትን $ (mathfrak M) _(ck)$ (በ $ (mathfrak M) _odot$) ከክላስተር ራዲየስ r (ፒሲ) ለመገመት ያስችለናል. ) እና cf. አራት ማዕዘን ልዩነት $ar((ዴልታ v)^2)$ የነጠላ ኮከቦች ራዲያል ፍጥነት (በኪሜ/ሰ) ከአማካይ። እሴቶቹ (ማለትም፣ ከጥቅሉ ራዲያል ፍጥነት)።
$ (mathfrak M) _(ck) በግምት 800 ar ((Delta v)^2) cdot r$
የግሎቡላር ክላስተር አባላት የሆኑትን ኮከቦች መቁጠር ከተቻለ የክላስተር አጠቃላይ ክብደት እንደ የምርቶቹ ድምር $(mathfrak M)_i cdot varphi(M_i)$፣ $varphi(M_i)$ ሊወሰን ይችላል። የዚህ ዘለላ ብሩህነት ተግባር ነው፣ ማለትም. በተለያዩ ክፍተቶች ላይ የሚወድቁ የከዋክብት ብዛት። የከዋክብት መጠኖች ሚ (ብዙውን ጊዜ በ 1 ሜትር እኩል ይሰላሉ) እና $(mathfrak M) _i$ ከተሰጠው abs ጋር የሚዛመድ ብዛት ነው። ከጅምላ-ብሩህነት ግንኙነት Mi magnitude Mi. ስለዚህ፣ የክላስተር አጠቃላይ ክብደት $(mathfrak M)_(ck)=sumlimits_i (mathfrak M)_icdot varphi(M_i)$ ሲሆን ድምሩ ከደማቅ ወደ ደካማው የክላስተር አባላት ይወሰዳል።
የ Galaxy $ (mathfrak M) _Г$ን ብዛት ለመወሰን ዘዴው በጋላክሲው የማሽከርከር እውነታ ላይ የተመሰረተ ነው. የመዞሪያው መረጋጋት ሴንትሪፔታልን ይጠቁማል. ለእያንዳንዱ ኮከብ, በተለይም ለፀሃይ, ፍጥነት መጨመር የሚወሰነው በፀሐይ ምህዋር ውስጥ ባለው የጋላክሲ ጉዳይ ላይ ባለው መስህብ ነው. ፀሐይ ወደ ጋላክሲው ይሳባል. መሃል በኃይል $F_0=G(mathfrak M)_0(mathfrak M)_odot/R_0^2$፣ R0 የፀሐይ ርቀት ከጋላክቲክ ኮር፣ ከ$3cdot 10^(22)$ ሴሜ ጋር እኩል ነው። አስገድድ F0 ለፀሀይ የ$ g_0 =G(mathfrak M)_0/R_0^2$ ማጣደፍን ይሰጣል፣ ይህም ከፀሃይ ማዕከላዊ ፍጥነት $v_0^2/R_0$ ጋር እኩል ነው (የዚህን ተፅእኖ ግምት ውስጥ ሳያስገባ) የጋላክሲው ውጫዊ ክፍል እና የእኩል እፍጋት ንጣፎች በውስጠኛው ክፍል ውስጥ ኤሊፕሶይድ ከሆኑ)። የራሱ ጋላክሲ የፀሀይ ፍጥነት (ከማዕከሉ R0 ርቀት ላይ ክብ ፍጥነት ተብሎ የሚጠራው) $ v_0በግምት $220 ኪሜ በሰከንድ, ስለዚህ $g_0=v_0^2/R_0በግምት 1.6cdot 10^(-8)$ ሴሜ/s2. የጋላክሲው ብዛት፣ የጋላክሲው ብዛት፣ ከፀሐይ ጋላክሲክ አቅጣጫ ውጪ ያሉትን ክፍሎቹን ሳያካትት፣ $(mathfrak M) _Gapprox g_0R_0/Gapprox 2.2cdot 10^(44)$ g. የጋላክሲው ብዛት በሉላዊ። ራዲየስ ጋር $15 ኪፒሲ, በተመሳሳይ ስሌቶች መሠረት, $ በግምት 1.5cdot 10^(11) (mathfrak M) _odot$ ጋር እኩል ነው. ይህ በጋላክሲ ውስጥ ያሉትን ሁሉንም የተበታተኑ (የተበተኑ) ነገሮች ብዛት ግምት ውስጥ ያስገባል።
የጠመዝማዛ ጋላክሲ ክብደት መሽከርከርን በማጥናት ሊወሰን ይችላል, ለምሳሌ. በሚታየው የጋላክሲው ellipse ዋና ዘንግ ላይ በተለያዩ ቦታዎች ላይ ከሚለካው ራዲያል ፍጥነት ከርቭ ትንተና። በጋላክሲው ውስጥ በእያንዳንዱ ነጥብ ላይ ሴንትሪፔታል አለ. ኃይሉ ወደ ጋላክሲው መሃል ከሚጠጉ ክልሎች ብዛት ጋር ተመጣጣኝ ነው እና በጋላክሲው ጥግግት ውስጥ ካለው መሃከል ርቀት ባለው ለውጥ ህግ ላይ የተመሠረተ ነው። Spectroscopic በኦፕቲካል ውስጥ ምልከታዎች ክልል ከመሃል ከ20-25 ኪ.ፒ.ሲ ርቀቶች (እና እስከ 40 ኪ.ሲ.ሲ ወይም ከዚያ በላይ ላሉት ከፍተኛ ብርሃን ያላቸው ጋላክሲዎች) የሚሽከረከሩትን የክብ ቅርጽ ጋላክሲዎች የማዞሪያ ኩርባዎችን ለመሥራት አስችሏል። እስከ እነዚህ ርቀቶች, የክብ ፍጥነቱ R እየጨመረ ሲሄድ አይቀንስም, ማለትም. የጋላክሲው ብዛት ከርቀት ጋር ማደጉን ይቀጥላል። ስለዚህም ጋላክሲዎች የተደበቀ ክብደት አላቸው። የጋላክሲዎች የማይታዩ (የብርሃን ብርሃን የሌላቸው) ነገሮች ከብርሃን ቁስ አካል 10 ወይም ከዚያ በላይ እጥፍ ሊበልጥ ይችላል; ምናልባትም ፣ የተደበቀ ስብስብ በጣም ደካማ ዝቅተኛ-ጅምላ ኮከቦች ወይም ጥቁር ጉድጓዶች ወይም በአንደኛ ደረጃ ቅንጣቶች መልክ ሊኖር ይችላል (ለምሳሌ ፣ ኒውትሪኖዎች ፣ የእረፍት ብዛት ካላቸው)።
በቀስታ ለሚሽከረከሩ ጋላክሲዎች ለምሳሌ ፣ ኤሊፕቲካል። ጋላክሲዎች, ራዲያል የፍጥነት ኩርባዎችን ለማግኘት አስቸጋሪ ነው, ነገር ግን ስፔክትረምን ማስፋት ይቻላል. መስመሮች አማካይ ግምት. በስርዓቱ ውስጥ ያለው የከዋክብት ፍጥነት እና ከትክክለኛው የጋላክሲው መጠን ጋር በማነፃፀር ክብደቱን ይወስናሉ. የበለጠ አማካይ የከዋክብት ፍጥነት ፣ የጋላክሲው ብዛት የበለጠ መሆን አለበት (በተመሳሳይ ልኬቶች)። በጅምላ፣ በጋላክሲው መጠን እና cf መካከል ያለው ግንኙነት። የከዋክብት ፍጥነት ከስርዓቱ ቋሚነት ሁኔታ ይከተላል.
የሁለትዮሽ ስርዓቶች አካል ጋላክሲዎችን ብዛት ለመገመት ሌላው ዘዴ የስፔክትሮስኮፒክ ሁለትዮሽ ኮከቦችን አካላት ብዛት ለመገመት ካለው ዘዴ ጋር ተመሳሳይ ነው (ስህተቱ ከ 20% አይበልጥም)። የተመሰረቱ ስታቲስቲክስም ጥቅም ላይ ይውላሉ. በጅምላ እና በተዋሃዱ መካከል ያለው ግንኙነት። የተለያዩ ዓይነቶች ጋላክሲዎች ብሩህነት (ለጋላክሲዎች የጅምላ-ብርሃን ግንኙነት ዓይነት)። ብሩህነት የሚወሰነው በሚታየው ውህደት ነው። የከዋክብት መጠን እና ርቀት, ይህም በመስመሮች ስፔክትረም ውስጥ በቀይ ለውጥ የሚገመተው. ረቡዕ በጋላክሲ ክላስተር ውስጥ የተካተቱት የጋላክሲዎች ብዛት የሚገመተው በክላስተር ውስጥ ካሉት ጋላክሲዎች እና አጠቃላይ ብዛታቸው ሲሆን ይህም በስታቲስቲክስ መሰረት የጋላክሲዎች ራዲያል ፍጥነቶች መበተን ነው የሚወሰነው። በቫይራል ቲዎሪ ላይ የተመሰረተ.
በአሁኑ ጊዜ የሚታወቁት የጋላክሲዎች ብዛት ከ~105$(mathfrak M)_odot$ (ድዋርፍ ጋላክሲዎች እየተባለ የሚጠራው) እስከ 1012$(mathfrak M)_odot$ (ሱፐርጂያንት ኤሊፕቲካል ጋላክሲዎች ለምሳሌ ጋላክሲ M 87)፣ ማለትም. የጋላክሲዎች ብዛት 107 ደርሷል።
የስነ ከዋክብት ብዛትን የመወሰን ትክክለኛነት. ዕቃዎች በተዛማጅ ፋይሎች ውስጥ የተካተቱትን ሁሉንም መጠኖች በመወሰን ትክክለኛነት ላይ የተመሠረተ ነው። የምድር ብዛት የሚወሰነው በ$pm$0.05% ስህተት ነው፣የጨረቃ ክብደት $pm$0.1% ነው። የፀሃይን ብዛት ለመወሰን ስህተቱ $pm$0.1% ነው፣የሥነ ፈለክ አሃድ (የፀሐይ ርቀት) የመወሰን ትክክለኛነት ይወሰናል። እንደውም ያ ማለት ነው። ዲግሪ, የጅምላውን ትክክለኛነት የመወሰን ትክክለኛነት በጠፈር ነገር ላይ ያለውን ርቀት ለመለካት ትክክለኛነት, በድርብ ኮከቦች - በመካከላቸው ባለው ርቀት, በአካላት መስመራዊ ልኬቶች, ወዘተ. የፕላኔቶች ብዛት ከ$pm$0.05 እስከ $pm$0.7% ባለው ስህተት ይታወቃሉ። የከዋክብት ብዛት ከ 20 እስከ 60% ባለው ስህተት ይወሰናል. የጋላክሲዎችን ብዛት ለመወሰን ያለው እርግጠኛ አለመሆን በተዋሃዱ ሊታወቅ ይችላል። 2-5 (ክብደቱ ብዙ ጊዜ ሊበልጥ ወይም ያነሰ ሊሆን ይችላል), ለእነሱ ያለው ርቀት በአስተማማኝ ሁኔታ ከተወሰነ.
በርቷል::
Struve O.፣ Linde B.፣ Pillans E.፣ Elementary Astronomy፣ trans. ከእንግሊዝኛ, 2 ኛ እትም, M., 1967; ሳጊቶቭ ኤም.ዩ., የመሬት ስበት እና የጅምላ ቋሚ, M., 1969; ክሊሚሺን አይ.ኤ.፣ አንጻራዊ አስትሮኖሚ፣ ኤም.፣ 1983
(ፒ.ጂ. ኩሊኮቭስኪ)