KOMETALARNI QANDAY KUZATISH MUMKIN
Vitaliy Nevskiy
Kometalarni kuzatish juda hayajonli faoliyatdir. Agar siz buni sinab ko'rmagan bo'lsangiz, men buni sinab ko'rishni tavsiya qilaman. Gap shundaki, kometalar tabiatan juda beqaror jismlardir. Ularning ko'rinishi kechadan kechaga va juda sezilarli darajada o'zgarishi mumkin, ayniqsa yalang'och ko'zga ko'rinadigan yorqin kometalar uchun. Bunday kometalar, qoida tariqasida, ajdodlarni turli xil noto'g'ri qarashlarga undagan munosib quyruqlarni rivojlantiradi. Bunday kometalar reklamaga muhtoj emas, bu har doim astronomik dunyoda sodir bo'ladigan hodisa, lekin juda kam, ammo zaif teleskopik kometalar deyarli har doim kuzatish uchun mavjud. Shuni ham ta'kidlaymanki, kometalarni kuzatish natijalari ilmiy ahamiyatga ega va havaskor kuzatuvlar doimiy ravishda Amerikaning Internatoinal Comet Quarterly jurnalida, C. Morris veb-saytida va nafaqat nashr etiladi.
Birinchidan, men sizga kometani kuzatishda nimaga e'tibor berish kerakligini aytaman. Eng muhim xususiyatlardan biri kometaning kattaligi bo'lib, uni quyida tavsiflangan usullardan biri yordamida baholash kerak. Keyin - kometa komasining diametri, kondensatsiya darajasi va agar quyruq bo'lsa, uning uzunligi va pozitsion burchagi. Bu fan uchun qimmatli ma'lumotlar.
Bundan tashqari, kuzatuvlar bo'yicha sharhlarda fotometrik yadro kuzatilganmi (teleskop bilan ko'rish mumkin bo'lmagan haqiqiy yadro bilan adashtirmaslik kerak) va uning qanday ko'rinishi: yulduz shaklidagi yoki disk shaklidagi, yorqin yoki zaif. Yorqin kometalar uchun haloslar, qobiqlar, quyruq va plazma shakllanishining ajralishi va bir vaqtning o'zida bir nechta quyruqlarning mavjudligi kabi hodisalar mumkin. Bundan tashqari, yadroviy parchalanish allaqachon ellikdan ortiq kometalarda kuzatilgan! Keling, bu hodisalarni biroz tushuntirib beraman.
- Halolar fotometrik yadro atrofidagi konsentrik yoylardir. Ular mashhur Xeyl-Bopp kometasi yonida aniq ko'rindi. Bular yadrodan muntazam ravishda chiqib ketadigan, asta-sekin undan uzoqlashib, kometa atmosferasi fonida g'oyib bo'ladigan chang bulutlari. Ular burchak o'lchamlari va eskiz vaqtini ko'rsatgan holda chizilgan bo'lishi kerak.
- Yadroviy parchalanish. Bu hodisa juda kam uchraydi, lekin allaqachon 50 dan ortiq kometalarda kuzatilgan. Parchalanishning boshlanishi faqat maksimal kattalashtirishda ko'rish mumkin va darhol xabar qilinishi kerak. Ammo yadroning parchalanishini plazma bulutining ajralishi bilan aralashtirib yubormaslik uchun ehtiyot bo'lishingiz kerak, bu tez-tez sodir bo'ladi. Yadroning parchalanishi odatda kometa yorqinligining keskin oshishi bilan birga keladi.
- Chig'anoqlar - kometa atmosferasining chetida paydo bo'ladi (rasmga qarang), so'ngra yadroga qulab tushgandek kichrayishni boshlaydi. Ushbu hodisani kuzatishda cho'qqi balandligini (V) yoy daqiqalarida o'lchash kerak - yadrodan qobiqning yuqori qismigacha bo'lgan masofa va diametri P = P1 + P2 (P1 va P2 teng bo'lmasligi mumkin). Ushbu baholash kechasi davomida bir necha marta amalga oshirilishi kerak.
Kometa yorqinligini baholash
Baholashning aniqligi +/-0,2 magnitudadan kam bo'lmasligi kerak. Bunday aniqlikka erishish uchun kuzatuvchi 5 daqiqa davomida ish davomida bir nechta yorqinlikni baholashi kerak, afzalroq, kometaning o'rtacha kattaligini topib, turli taqqoslash yulduzlaridan foydalangan holda. Aynan shu tarzda olingan qiymatni juda to'g'ri deb hisoblash mumkin, ammo faqat bitta baholash natijasida olingan qiymat emas! Bunday holatda, aniqlik +/-0,3 dan oshmasa, kometa kattaligidan keyin ikki nuqta (:) qo'yiladi. Agar kuzatuvchi kometani topa olmagan bo'lsa, u kometani kuzatishi mumkin bo'lgan ma'lum bir kechada o'z asbobining maksimal yulduz kattaligini taxmin qiladi. Bunday holda, baholashdan oldin chap kvadrat qavs ([) qo'yiladi.
Adabiyotda kometa kattaligini baholashning bir necha usullari mavjud. Ammo Bobrovnikov, Morris va Sidgvikning usuli eng qo'llaniladigan usul bo'lib qolmoqda.
Bobrovnikov usuli.
Bu usul faqat kondensatsiya darajasi 7-9 oralig'ida bo'lgan kometalar uchun qo'llaniladi! Uning printsipi kometa va taqqoslash yulduzlarining fokusdan tashqari tasvirlari taxminan bir xil diametrga ega bo'lmaguncha teleskop okulyarini fokusdan tashqariga olib chiqishdir. To'liq tenglikka erishib bo'lmaydi, chunki kometa tasvirining diametri har doim yulduz tasvirining diametridan kattaroqdir. Shuni hisobga olish kerakki, yulduzning fokusdan tashqaridagi tasviri taxminan bir xil yorqinlikka ega, ammo kometa notekis yorqinlik nuqtasi sifatida ko'rinadi. Kuzatuvchi kometa yorqinligini uning butun fokusdan tashqaridagi tasviri bo'yicha o'rtacha hisoblashni va bu o'rtacha yorqinlikni taqqoslash yulduzlari bilan solishtirishni o'rganishi kerak. Kometa va taqqoslash yulduzlarining markazdan tashqari tasvirlarining yorqinligini taqqoslash Neyland-Blajko usuli yordamida amalga oshirilishi mumkin.
Sidgvik usuli.
Bu usul faqat kondensatsiya darajasi 0-3 oralig'ida bo'lgan kometalar uchun qo'llaniladi! Uning printsipi kometaning fokusli tasvirini taqqoslash yulduzlarining markazdan tashqari tasvirlari bilan solishtirishdan iborat bo'lib, ular fokuslanganda fokusli kometa bilan bir xil diametrlarga ega. Kuzatuvchi birinchi navbatda kometa tasvirini diqqat bilan o'rganadi, uning yorqinligini xotiraga "yozadi". Keyin u taqqoslash yulduzlarini yo'q qiladi va xotirada qayd etilgan kometa yorqinligini baholaydi. Xotirada yozilgan kometa yorqinligini baholashni o'rganish uchun bu erda ma'lum mahorat talab etiladi.
Morris usuli.
Usul Bobrovnikov va Sidgwick usullarining xususiyatlarini birlashtiradi. u har qanday darajadagi kondensatsiyaga ega bo'lgan kometalar uchun ishlatilishi mumkin! Printsip quyidagi texnikalar ketma-ketligiga asoslanadi: taxminan bir xil sirt yorqinligiga ega bo'lgan kometaning fokusdan tashqari tasviri olinadi; kometaning fokusdan tashqari tasvirining o'lchami va sirt yorqinligini eslang; ular taqqoslash yulduzlarining tasvirlarini fokuslaydilar, shunda ularning o'lchamlari kometaning esda qolgan tasvirining o'lchamlariga teng bo'ladi; kometa va taqqoslash yulduzlarining markazdan tashqari tasvirlarining sirt yorqinligini solishtirish orqali kometa yorqinligini baholang.
Kometalarning yorqinligini baholashda, agar kometa va taqqoslash yulduzlari ufqdan turli balandliklarda joylashgan bo'lsa, atmosfera yutilishi uchun tuzatish kiritilishi kerak! Bu, ayniqsa, kometa ufqdan 45 darajadan past bo'lganida juda muhimdir. O'zgartirishlar jadvaldan olinishi kerak va natijalar o'zgartirish kiritilgan yoki kiritilmaganligini ko'rsatishi kerak. Tuzatishdan foydalanganda, uni qo'shish yoki ayirish kerakligi haqida xatolikka yo'l qo'ymaslik uchun ehtiyot bo'lishingiz kerak. Aytaylik, kometa taqqoslash yulduzlari ostida joylashgan, bu holda tuzatish kometa yorqinligidan chiqariladi; agar kometa taqqoslash yulduzlaridan yuqori bo'lsa, unda tuzatish qo'shiladi.
Kometalarning yorqinligini baholash uchun maxsus yulduz standartlari qo'llaniladi. Bu maqsadda barcha atlas va kataloglardan foydalanish mumkin emas. Hozirgi vaqtda eng qulay va keng tarqalganlaridan Ticho2 va Drepper kataloglarini ajratib ko'rsatish kerak. Masalan, AAVSO yoki SAO kabi kataloglar tavsiya etilmaydi. Bu haqda batafsil ma'lumotni ko'rishingiz mumkin.
Agar sizda tavsiya etilgan kataloglar bo'lmasa, ularni Internetdan yuklab olishingiz mumkin. Buning uchun ajoyib vosita Cartes du Ciel dasturidir.
Kometa koma diametri
Kometaning koma diametrini iloji boricha pastroq kattalashtirish yordamida hisoblash kerak! Ta'kidlanishicha, kattalashtirish qanchalik past bo'lsa, koma diametri shunchalik katta bo'ladi, chunki kometa atmosferasining osmon foniga nisbatan kontrasti ortadi. Atmosferaning yomon shaffofligi va osmonning engil foni (ayniqsa, Oy va shahar yoritilishida) kometa diametrini baholashga katta ta'sir qiladi, shuning uchun bunday sharoitlarda o'lchashda juda ehtiyot bo'lish kerak.
Kometaning koma diametrini aniqlashning bir necha usullari mavjud:
- Mikrometrdan foydalanish, uni o'zingiz qilish oson. Mikroskop ostida ma'lum vaqt oralig'ida okulyar diafragmadagi yupqa iplarni torting yoki sanoat ipidan foydalangan ma'qul. Bu eng aniq usul.
- "Drift" usuli. Bu statsionar teleskop bilan kometa osmon sferasining kunlik aylanishi tufayli 1 soniyada ekvator yaqinidagi 15 dyuymli yoyni bosib o'tib, okulyarning ko'rish maydonini asta-sekin kesib o'tishiga asoslanadi. Iplar xochi bo'lgan okulyarni kometa bir ip bo'ylab harakatlanishi va shuning uchun xochning boshqa ipiga perpendikulyar bo'lishi uchun uni aylantirish kerak. koma perpendikulyar ipni kesib o'tadi, formuladan foydalanib, komaning diametrini yoy daqiqalarida topish oson.
d=0,25 * t * cos(b)
Bu erda (b) - kometaning egilishi, t - vaqt davri. Bu usulni (b) > +70 daraja yaqin qutb mintaqasida joylashgan kometalar uchun qo'llash mumkin emas!
- Taqqoslash usuli. Uning printsipi kometa yaqinida joylashgan yulduzlar orasidagi ma'lum burchak masofasidan foydalangan holda kometa komasini o'lchashga asoslangan. Usul katta hajmdagi atlas mavjud bo'lsa, masalan, Cartes du Ciel mavjud bo'lsa qo'llaniladi.
Uning qiymatlari 0 dan 9 gacha.
0 - butunlay tarqalgan ob'ekt, bir xil yorqinlik; 9 - deyarli yulduz shaklidagi ob'ekt. Buni rasmda eng aniq ifodalash mumkin
Kometa quyruq parametrlarini aniqlash
Quyruqning uzunligini aniqlashda, baholashning to'g'riligiga kometa komasini baholashdagi kabi omillar katta ta'sir ko'rsatadi. Shahar yoritilishi ayniqsa kuchli ta'sirga ega bo'lib, qiymatni bir necha marta kam baholaydi, shuning uchun shaharda siz aniq natijaga erisha olmaysiz.
Kometa dumining uzunligini baholash uchun yulduzlar orasidagi ma'lum burchak masofasiga asoslangan taqqoslash usulini qo'llash yaxshidir, chunki quyruq uzunligi bir necha daraja bo'lsa, hamma uchun mavjud bo'lgan kichik o'lchamdagi atlaslardan foydalanish mumkin. Kichik quyruqlar uchun katta hajmdagi atlas yoki mikrometr kerak bo'ladi, chunki "drift" usuli faqat quyruq o'qi egilish chizig'iga to'g'ri kelganda mos keladi, aks holda qo'shimcha hisob-kitoblarni bajarish kerak bo'ladi. Agar quyruq uzunligi 10 darajadan oshsa, uni formula yordamida baholash kerak, chunki kartografik buzilishlar tufayli xatolik 1-2 darajaga yetishi mumkin.
D = arccos *,
Bu erda (a) va (b) kometaning o'ng ko'tarilishi va egilishi; (a") va (b") - kometa dumining oxirining o'ngga ko'tarilishi va egilishi (a - darajalarda ifodalangan).
Kometalar bir necha turdagi quyruqlarga ega. 4 ta asosiy tur mavjud:
I turdagi - to'g'ridan-to'g'ri gaz dumi, deyarli kometa radius vektoriga to'g'ri keladi;
II tip - kometa radius vektoridan bir oz og'ish gaz-chang dumi;
III tip - kometa orbitasi bo'ylab tarqaladigan chang dumi;
IV tip - Quyosh tomon yo'naltirilgan anomal quyruq. Quyosh shamoli kometa komasidan itarib yubora olmaydigan yirik chang donalaridan iborat. Juda kam uchraydigan hodisa, men uni faqat bitta C/1999H1 (Li) kometasida 1999 yil avgust oyida kuzatish imkoniga ega bo'ldim.
Shuni ta'kidlash kerakki, kometa bitta dumi (ko'pincha I turdagi) yoki bir nechta bo'lishi mumkin.
Biroq, uzunligi 10 darajadan ortiq bo'lgan dumlar uchun, kartografik buzilishlar tufayli, joylashish burchagi quyidagi formula yordamida hisoblanishi kerak:
Bu yerda (a) va (b) kometa yadrosining koordinatalari; (a") va (b") - kometa dumining oxiri koordinatalari. Agar natija ijobiy qiymat bo'lsa, u kerakli qiymatga mos keladi, agar salbiy bo'lsa, kerakli qiymatni olish uchun unga 360 qo'shilishi kerak.
Oxir-oqibat siz kometaning fotometrik parametrlarini qo'lga kiritganingizdan tashqari, ularni nashr etish uchun siz universal vaqtda kuzatuv sanasi va momentini ko'rsatishingiz kerak; asbobning xarakteristikalari va uni kattalashtirish; kometa yorqinligini aniqlashda foydalanilgan yulduzlarni baholash usuli va taqqoslash manbai. Shundan so'ng siz ushbu ma'lumotlarni yuborish uchun men bilan bog'lanishingiz mumkin.
Astronomiya ixlosmandlari Xeyl-Bopp kometasini durbin, skop, teleskop va hatto yalang'och ko'z bilan kuzatish orqali o'rganishda katta rol o'ynashi mumkin. Buning uchun ular muntazam ravishda uning integral vizual kattaligini va uning fotometrik yadrosining (markaziy kondensatsiya) kattaligini alohida baholashlari kerak. Bundan tashqari, koma diametrini, dumning uzunligini va uning pozitsion burchagini baholash, shuningdek, kometa boshi va dumidagi tarkibiy o'zgarishlarning batafsil tavsifi, bulutli kondensatsiyalarning harakat tezligini aniqlash va quyruqdagi boshqa tuzilmalar.
Kometa yorqinligini qanday baholash mumkin? Kometa kuzatuvchilari orasida yorqinlikni aniqlashning eng keng tarqalgan usullari quyidagilardir:
Bakharev-Bobrovnikov-Vsexsvyatskiy (BBV) usuli. Kometa va taqqoslash yulduzining tasvirlari fokusdan tashqaridagi tasvirlari taxminan bir xil diametrga ega bo'lgunga qadar teleskop yoki durbin fokusidan olib tashlanadi (diametri diametrga ega bo'lmaganligi sababli ushbu ob'ektlarning diametrlarining to'liq tengligiga erishib bo'lmaydi). kometa tasviri har doim yulduzning diametridan kattaroqdir). Shuni ham hisobga olish kerakki, yulduzning fokusdan tashqaridagi tasviri butun disk bo'ylab taxminan bir xil yorqinlikka ega, kometa esa notekis yorqinlikdagi nuqta ko'rinishiga ega. Kuzatuvchi kometa yorqinligini uning butun fokusdan tashqaridagi tasviri bo'yicha o'rtacha hisoblaydi va bu o'rtacha yorqinlikni taqqoslash yulduzlarining fokusdan tashqari tasvirlarining yorqinligi bilan taqqoslaydi.
Bir necha juft taqqoslash yulduzlarini tanlab, 0,1 m aniqlik bilan kometaning o'rtacha vizual kattaligini aniqlash mumkin.
Sidgvik usuli. Bu usul kometaning fokusli tasvirini taqqoslash yulduzlarining fokusdan tashqari tasvirlari bilan solishtirishga asoslangan bo'lib, ular fokuslanganda kometaning fokus tasvirining boshining diametri bilan bir xil diametrga ega. Kuzatuvchi diqqat markazidagi kometa tasvirini diqqat bilan o'rganadi va uning o'rtacha yorqinligini eslaydi. Keyin u fokusdan tashqari yulduz tasvirlari disklarining o'lchamlari kometaning fokusli tasviri boshining diametri bilan taqqoslanguncha u okulyarni fokusdan tashqariga olib chiqadi. Yulduzlarning fokusdan tashqaridagi bu tasvirlarining yorqinligi kuzatuvchi xotirasida "yozilgan" kometa boshining o'rtacha yorqinligi bilan taqqoslanadi. Ushbu protsedurani bir necha marta takrorlash orqali kometaning yulduz kattaliklari to'plami 0,1 m aniqlik bilan olinadi. Bu usul taqqoslanayotgan ob'ektlarning yorqinligini xotirada saqlashga imkon beruvchi ma'lum ko'nikmalarni rivojlantirishni talab qiladi - kometa boshining fokusli tasviri va yulduz disklarining markazdan tashqari tasvirlari.
Morris usuli Bu BBB va Sidgvik usullarining kombinatsiyasi bo'lib, ularning kamchiliklarini qisman yo'q qiladi: BBB usulida kometa va taqqoslash yulduzlarining fokusdan tashqari tasvirlari diametrlaridagi farq va kometa komasining sirt yorqinligidagi o'zgarishlar. kometaning fokusli tasviri Sidgvik usuli yordamida yulduzlarning markazdan tashqaridagi tasvirlari bilan taqqoslanadi. Kometa boshining yorqinligi Morris usuli bilan quyidagicha baholanadi: birinchidan, kuzatuvchi kometa boshining taxminan bir xil sirt yorqinligiga ega bo'lgan fokusdan tashqari tasvirini oladi va bu tasvirning o'lchami va sirt yorqinligini eslab qoladi. Keyin u taqqoslash yulduzlarining tasvirlarini fokusdan chiqaradi, shunda ularning o'lchamlari kometaning eslab qolingan tasvirining o'lchamiga teng bo'ladi va taqqoslash yulduzlarining fokaldan tashqari tasvirlarining sirt yorqinligini taqqoslash orqali kometa yorqinligini baholaydi. kometa boshi. Ushbu texnikani bir necha marta takrorlash orqali kometa yorqinligining o'rtacha qiymati topiladi. Usul yuqoridagi usullarning aniqligi bilan taqqoslanadigan 0,1 m gacha bo'lgan aniqlikni beradi.
Boshlang'ich havaskorlarga BBW usulidan foydalanish tavsiya etilishi mumkin, chunki u eng oddiy. Ko'proq o'qitilgan kuzatuvchilar ko'pincha Sidgvik va Morris usullaridan foydalanadilar. Yorqinlikni baholash uchun vosita sifatida siz eng kichik linza diametriga ega teleskopni va eng yaxshisi durbinni tanlashingiz kerak. Agar kometa yalang'och ko'zga ko'rinadigan darajada yorqin bo'lsa (Xeyl-Bopp kometasida bo'lgani kabi), u holda uzoqni ko'ra oluvchi yoki yaqinni ko'ra olmaydigan odamlar tasvirlarni "fokuslash"ning juda ijodiy usulini sinab ko'rishlari mumkin - shunchaki ko'zoynaklarini olib tashlash orqali. .
Biz ko'rib chiqqan barcha usullar taqqoslash yulduzlarining aniq kattaliklarini bilishni talab qiladi. Ular turli yulduz atlaslari va kataloglaridan, masalan, "Yulduzli osmon atlasi" to'plamiga kiritilgan yulduzlar katalogidan (D. N. Ponomarev, K. I. Churyumov, VAGO) olinishi mumkin. Shuni hisobga olish kerakki, agar katalogdagi kattaliklar UBV tizimida berilgan bo'lsa, u holda taqqoslash yulduzining vizual kattaligi quyidagi formula bilan aniqlanadi:
m = V+ 0,16(B-V)
Taqqoslash yulduzlarini tanlashga alohida e'tibor berilishi kerak: ular kometaga yaqin bo'lishi va kuzatilgan kometa joylashgan ufqdan taxminan bir xil balandlikda bo'lishi maqsadga muvofiqdir. Bunday holda, siz oq va ko'k yulduzlarga ustunlik berib, qizil va to'q sariq rangli taqqoslash yulduzlaridan qochishingiz kerak. Kometa yorqinligini uning yorqinligini cho'zilgan jismlarning (tumanliklar, klasterlar yoki galaktikalar) yorqinligi bilan taqqoslashga asoslangan baholash ilmiy ahamiyatga ega emas: kometa yorqinligini faqat yulduzlar bilan solishtirish mumkin.
Kometa va taqqoslash yulduzlarining yorqinligini taqqoslash yordamida amalga oshirilishi mumkin Neyland-Blajko usuli, bu ikkita taqqoslash yulduzidan foydalanadi: biri kometadan yorqinroq, ikkinchisi zaifroq. Usulning mohiyati quyidagicha: yulduz bo'lsin A kattaligi m a, yulduzga ega b- kattaligi m b, kometa Kimga- kattaligi m k, va m a
b
Yulduzdan 3 daraja yoki yorqinroq a 2 darajaga. Bu fakt a3k2b sifatida yozilgan va shuning uchun kometaning yorqinligi:m k =m a +3p=m a +0,6DM
yoki
m k =m b -2p=m b -0,4DM
Kometaning tungi ko'rinish davridagi yorqinligini vizual baholash vaqti-vaqti bilan har 30 daqiqada yoki undan ham tez-tez amalga oshirilishi kerak, chunki uning yorqinligi kometa yadrosining tartibsiz shakldagi aylanishi yoki to'satdan porlashi tufayli juda tez o'zgarishi mumkin. yorqinligidan. Kometadan yorqinlikning katta portlashi aniqlanganda, bosh va quyruq tuzilishidagi o'zgarishlarni qayd etishda uning rivojlanishining turli bosqichlarini kuzatish muhimdir.
Kometa boshining vizual kattaliklarini baholashdan tashqari, koma diametrini va uning tarqalish darajasini baholash ham muhimdir.
Koma diametri (D) quyidagi usullar yordamida baholanishi mumkin:
Drift usuli statsionar teleskop bilan kometa osmon sferasining kunlik aylanishi tufayli okulyarning ko'rish sohasida sezilarli darajada harakatlanishiga asoslanadi va 1 soniyada (ekvator yaqinida) 15 soniya yoyni o'tadi. ). Iplar xochi bo'lgan ko'zoynakni olib, uni aylantiring, shunda kometa bir ip bo'ylab aralashtiriladi va boshqasiga perpendikulyar bo'ladi. Sekundomer yordamida kometa boshi perpendikulyar filamentni kesib o'tadigan vaqt oralig'ini soniyalarda aniqlab, quyidagi formuladan foydalanib, komaning (yoki boshning) diametrini yoy daqiqalarida topish oson:
D=0,25Dtkosd
bu erda d - kometaning egilishi. Bu usulni d da aylanma qutb mintaqasida joylashgan kometalar uchun qo'llash mumkin emas<-70° и δ>+70°, shuningdek D>5" kometalar uchun.
Yulduzlararo burchak masofasi usuli. Katta o'lchamli atlaslar va yulduz xaritalari yordamida kuzatuvchi kometa yaqinida ko'rinadigan yaqin yulduzlar orasidagi burchak masofalarini aniqlaydi va ularni komaning ko'rinadigan diametri bilan taqqoslaydi. Bu usul koma diametri 5 dyuymdan oshadigan katta kometalar uchun qo'llaniladi.
E'tibor bering, koma yoki boshning ko'rinadigan o'lchami diafragma effektiga juda sezgir, ya'ni u teleskop linzalarining diametriga juda bog'liq. Turli teleskoplar yordamida olingan koma diametrining taxminlari bir-biridan bir necha marta farq qilishi mumkin. Shuning uchun bunday o'lchovlar uchun kichik asboblar va past kattalashtirish tavsiya etiladi.
Koma diametrini aniqlash bilan parallel ravishda, kuzatuvchi uni baholashi mumkin tarqalish darajasi (DC), bu kometaning ko'rinishi haqida fikr beradi. Diffuzionlik darajasi 0 dan 9 gacha o'zgarib turadi. Agar DC = 0 bo'lsa, u holda kometa boshning markazidan periferiyagacha sirt yorqinligi juda oz yoki umuman o'zgarmaydigan nurli disk sifatida paydo bo'ladi. Bu butunlay tarqoq kometa bo'lib, uning markazida yanada zichroq yorug'lik kondensatsiyasi mavjudligi haqida hech qanday ishora yo'q. Agar DC=9 bo'lsa, u holda kometa tashqi ko'rinishi bo'yicha yulduzdan farq qilmaydi, ya'ni yulduz shaklidagi jismga o'xshaydi. 0 dan 9 gacha bo'lgan oraliq DC qiymatlari turli darajadagi tarqalish darajasini ko'rsatadi.
Kometaning dumini kuzatishda uning burchak uzunligi va joylashuv burchagini vaqti-vaqti bilan o'lchash, turini aniqlash, shakli va tuzilishidagi turli o'zgarishlarni qayd etish kerak.
Topmoq quyruq uzunligi (C) Siz koma diametrini aniqlash bilan bir xil usullardan foydalanishingiz mumkin. Biroq, quyruq uzunligi 10 ° dan oshganda, quyidagi formuladan foydalanish kerak:
cosC=sindsind 1 +cosdcosd 1 cos(a-a 1)
Bu erda C - dumning gradusdagi uzunligi, a va d - kometaning to'g'ri ko'tarilishi va egilishi, a 1 va d 1 - ekvatorial koordinatalardan aniqlanishi mumkin bo'lgan dum uchining to'g'ri ko'tarilishi va egilishi. uning yaqinida joylashgan yulduzlar.
Quyruq holati burchagi (PA) yoʻnalishdan shimoliy osmon qutbiga soat miliga teskari yoʻnalishda hisoblangan: 0° – dum aynan shimolga, 90° – dum sharqqa, 180° – janubga, 270° – gʻarbga yoʻnaltirilgan. Uni quyruq o'qi proyeksiyalangan yulduzni tanlash orqali quyidagi formula yordamida o'lchash mumkin:
Bu yerda a 1 va d 1 yulduzning ekvatorial koordinatalari, a va d esa kometa yadrosining koordinatalari. RA kvadranti belgi bilan aniqlanadi gunoh(a 1 - a).
Ta'rif kometa quyruq turi- quyruq moddasiga ta'sir qiluvchi itaruvchi kuchning qiymatini aniq hisoblashni talab qiladigan juda murakkab vazifa. Bu, ayniqsa, chang dumlari uchun to'g'ri keladi. Shuning uchun, astronomiya ixlosmandlari uchun odatda kuzatilgan yorqin kometaning quyruq turini oldindan aniqlash uchun ishlatilishi mumkin bo'lgan usul taklif etiladi:
I turi- kengaytirilgan radius vektori bo'ylab yoki unga yaqin yo'naltirilgan tekis quyruqlar. Bu ko'k rangli gazsimon yoki sof plazma dumlari bo'lib, bunday quyruqlarda ko'pincha vint yoki spiral struktura kuzatiladi va ular alohida oqim yoki nurlardan iborat. I turdagi quyruqlarda bulutli shakllanishlar ko'pincha Quyoshdan dumlar bo'ylab yuqori tezlikda harakatlanishi kuzatiladi.
II tur- kengaytirilgan radius vektoridan kuchli og'ishadigan keng, kavisli quyruq. Bular sariq gaz va chang dumlari.
III turi- cho'zilgan radius vektoriga deyarli perpendikulyar yo'naltirilgan tor, qisqa kavisli dum ("orbita bo'ylab sudraluvchi") Bular sariq chang dumlari.
IV turi- Quyosh tomon yo'naltirilgan anomal quyruqlar. Keng emas, engil bosim bilan deyarli qaytarilmaydigan katta chang zarralaridan iborat. Ularning rangi ham sarg'ish.
V turi- radius vektori bo'ylab yoki unga yaqin yo'naltirilgan ajratilgan quyruqlar. Ularning rangi ko'k, chunki ular sof plazma hosilalari.
Astronomiya go'zal tasvirlarga to'la butun dunyodir. Bu ajoyib fan bizning mavjudligimizdagi eng muhim savollarga javob topishga yordam beradi: koinotning tuzilishi va uning o'tmishi, Quyosh tizimi, Yerning aylanishi va boshqalar haqida bilib oling. Astronomiya va matematika o'rtasida alohida bog'liqlik mavjud, chunki astronomik bashoratlar qat'iy hisob-kitoblar natijasidir. Darhaqiqat, matematikaning yangi sohalarining rivojlanishi tufayli astronomiyadagi ko'plab muammolarni hal qilish mumkin bo'ldi.
Ushbu kitobdan o'quvchi osmon jismlarining joylashuvi va ular orasidagi masofa qanday o'lchanishi, shuningdek, kosmik jismlar kosmosda alohida pozitsiyani egallagan astronomik hodisalar haqida bilib oladi.
Agar quduq, barcha oddiy quduqlar singari, Yerning markaziga yo'naltirilgan bo'lsa, uning kengligi va uzunligi o'zgarmagan. Elisning kosmosdagi o'rnini belgilovchi burchaklar o'zgarishsiz qoldi, faqat uning Yer markazigacha bo'lgan masofasi o'zgardi. Shunday qilib, Elis tashvishlanmasligi kerak edi.
Birinchi variant: balandlik va azimut
Osmon sferasidagi koordinatalarni aniqlashning eng tushunarli usuli bu yulduzning ufqdan balandligini belgilovchi burchakni va shimoliy-janubiy to'g'ri chiziq va yulduzning ufq chizig'iga proyeksiyasi o'rtasidagi burchakni ko'rsatishdir - azimut ( quyidagi rasmga qarang).
BURChAKLARNI QANDAY O'LCHISH MUMKIN
Yulduzning balandligi va azimutini o'lchash uchun teodolit deb ataladigan asbobdan foydalaniladi.
Biroq, burchaklarni qo'lda o'lchashning juda oddiy, ammo unchalik aniq bo'lmasa-da, usuli mavjud. Agar qo'limizni oldimizga uzatsak, kaft 20 °, musht - 10 °, bosh barmog'i - 2 °, kichik barmoq -1 ° oralig'ini ko'rsatadi. Bu usul kattalar va bolalar tomonidan qo'llanilishi mumkin, chunki odamning kaftining o'lchami qo'l uzunligiga mutanosib ravishda oshadi.
Ikkinchi variant, qulayroq: og'ish va soat burchagi
Yulduzning o'rnini azimut va balandlikdan foydalanib aniqlash qiyin emas, lekin bu usulning jiddiy kamchiligi bor: koordinatalar kuzatuvchi joylashgan nuqtaga bog'langan, shuning uchun xuddi shu yulduz Parij va Lissabondan kuzatilganda, bo'ladi. turli koordinatalar, chunki bu shaharlardagi ufq chiziqlari boshqacha joylashadi. Binobarin, astronomlar bu maʼlumotlardan oʻz kuzatuvlari haqida maʼlumot almashish uchun foydalana olmaydi. Shuning uchun yulduzlarning joylashishini aniqlashning yana bir usuli bor. U yer yuzasining kenglik va uzunligini eslatuvchi koordinatalardan foydalanadi, bu koordinatalardan astronomlar yer sharining istalgan nuqtasida foydalanishi mumkin. Bu intuitiv usul Yerning aylanish oʻqining oʻrnini hisobga oladi va osmon sferasi bizning atrofimizda aylanadi, deb faraz qiladi (shu sababdan Yerning aylanish oʻqi antik davrda mundi oʻqi deb atalgan). Haqiqatda, albatta, buning aksi: bizga osmon aylanayotgandek tuyulsa-da, aslida aynan Yer g‘arbdan sharqqa aylanyapti.
Keling, osmon sferasini Yerning markazidan va samoviy sferadan o'tadigan aylanish o'qiga perpendikulyar kesuvchi tekislikni ko'rib chiqaylik. Bu tekislik er yuzasini katta doira bo'ylab - er ekvatori, shuningdek, osmon sferasi - osmon ekvatori deb ataladigan katta doira bo'ylab kesishadi. Yer parallellari va meridianlari bilan ikkinchi o'xshashlik ikki qutbdan o'tuvchi va ekvatorga perpendikulyar tekislikda joylashgan samoviy meridian bo'ladi. Barcha samoviy meridianlar, xuddi yerdagi kabi, teng bo'lganligi sababli, bosh meridian o'zboshimchalik bilan tanlanishi mumkin. Nol meridian sifatida quyoshning bahorgi tengkunlik kuni joylashgan nuqtasidan o'tuvchi samoviy meridianni tanlaylik. Har qanday yulduz va samoviy jismning joylashuvi quyidagi rasmda ko'rsatilganidek, ikki burchak bilan belgilanadi: og'ish va o'ngga ko'tarilish. Burilish - bu joyning meridiani bo'ylab o'lchanadigan ekvator va yulduz orasidagi burchak (0 dan 90 ° gacha yoki 0 dan -90 ° gacha). To'g'ri ko'tarilish - osmon ekvatori bo'ylab o'lchanadigan, bahorgi tengkunlik va yulduz meridianlari orasidagi burchak. Ba'zan, to'g'ri ko'tarilish o'rniga, soat burchagi yoki kuzatuvchi joylashgan nuqtaning samoviy meridianiga nisbatan osmon jismining o'rnini belgilovchi burchak ishlatiladi.
Ikkinchi ekvatorial koordinatalar tizimining afzalligi (burilish va o'ngga ko'tarilish) aniq: bu koordinatalar kuzatuvchining pozitsiyasidan qat'i nazar, o'zgarmas bo'ladi. Bundan tashqari, ular Yerning aylanishini hisobga oladi, bu esa u kiritadigan buzilishlarni tuzatishga imkon beradi. Yuqorida aytib o'tganimizdek, osmon sferasining ko'rinadigan aylanishi Yerning aylanishidan kelib chiqadi. Shunga o'xshash ta'sir biz poezdda o'tirganimizda va yonimizda harakatlanayotgan boshqa poezdni ko'rganimizda sodir bo'ladi: agar siz platformaga qaramasangiz, qaysi poezd haqiqatda harakatlana boshlaganini aniqlay olmaysiz. Bizga boshlang'ich nuqtasi kerak. Ammo agar ikkita poezd o'rniga biz Yer va samoviy sferani ko'rib chiqsak, qo'shimcha mos yozuvlar nuqtasini topish unchalik oson bo'lmaydi.
1851 yilda frantsuz Jan Bernard Leon Fuko (1819–1868) sayyoramizning osmon sferasiga nisbatan harakatini ko'rsatuvchi tajriba o'tkazdi.
U 28 kilogramm og'irlikdagi yukni Parij Panteoni gumbazi ostida 67 metr uzunlikdagi simga osib qo'ydi. Fuko mayatnikining tebranishlari 6 soat davom etgan, tebranish davri 16,5 sekund, mayatnikning burilishi soatiga 11°. Boshqacha qilib aytganda, vaqt o'tishi bilan mayatnikning tebranish tekisligi binoga nisbatan siljigan. Ma'lumki, mayatniklar har doim bir tekislikda harakatlanadi (buni tekshirish uchun bir nechta kalitlarni arqonga osib qo'ying va uning tebranishlarini tomosha qiling). Shunday qilib, kuzatilgan og'ish faqat bitta sababga ko'ra yuzaga kelishi mumkin edi: binoning o'zi va shuning uchun butun Yer mayatnikning tebranish tekisligi atrofida aylanadi. Ushbu tajriba Yerning aylanishining birinchi ob'ektiv dalili bo'ldi va ko'plab shaharlarda Fuko mayatniklari o'rnatildi.
Harakatsizdek ko'ringan Yer nafaqat o'z o'qi bo'ylab aylanib, 24 soat ichida to'liq aylanishni amalga oshiradi (taxminan 1600 km/soat tezlikka, ya'ni ekvatorda bo'lsak, 0,5 km/s tezlikka teng). , balki Quyosh atrofida 365,2522 kun ichida to'liq aylanishni amalga oshiradi (o'rtacha tezlik taxminan 30 km / s, ya'ni 108000 km / soat). Bundan tashqari, Quyosh bizning galaktikamiz markaziga nisbatan aylanib, har 200 million yilda to'liq aylanishni yakunlaydi va 250 km / s (900 000 km / soat) tezlikda harakat qiladi. Ammo bu hammasi emas: bizning galaktikamiz qolganlardan uzoqlashmoqda. Shunday qilib, Yerning harakati ko'proq istirohat bog'idagi bosh aylanadigan karuselga o'xshaydi: biz o'zimiz atrofida aylanamiz, kosmosda harakatlanamiz va spiralni eng yuqori tezlikda tasvirlaymiz. Shu bilan birga, biz bir joyda turganga o'xshaymiz!
Boshqa koordinatalar astronomiyada qo'llanilsa-da, biz ta'riflagan tizimlar eng ommabop hisoblanadi. Oxirgi savolga javob berish qoladi: koordinatalarni bir tizimdan boshqasiga qanday o'zgartirish mumkin? Qiziqqan o'quvchi ilovada barcha kerakli o'zgarishlarning tavsifini topadi.
FOUKOLT TAJRISINING MODELI
Biz o'quvchini oddiy tajriba o'tkazishga taklif qilamiz. Keling, dumaloq qutini olib, ustiga qalin karton yoki kontrplakdan bir varaq yopishtiramiz, uning ustiga rasmda ko'rsatilganidek, futbol darvozasi shaklidagi kichik ramkani biriktiramiz. Keling, varaqning burchagiga kuzatuvchi rolini o'ynaydigan qo'g'irchoqni joylashtiramiz. Biz ramkaning gorizontal chizig'iga ipni bog'laymiz, uning ustiga cho'ktirgichni biriktiramiz.
Olingan mayatnikni yon tomonga siljitamiz va uni qo'yib yuboramiz. Sarkaç biz joylashgan xonaning devorlaridan biriga parallel ravishda tebranadi. Agar biz kontrplak varag'ini yumaloq quti bilan silliq aylantira boshlasak, ramka va qo'g'irchoq xonaning devoriga nisbatan harakatlana boshlaganini ko'ramiz, lekin mayatnikning tebranish tekisligi baribir parallel bo'ladi. devor.
Agar biz o'zimizni qo'g'irchoqdek tasavvur qilsak, mayatnik polga nisbatan harakatlanishini ko'ramiz, lekin ayni paytda biz qutining harakatini va u biriktirilgan ramkani his qila olmaymiz. Xuddi shunday, biz muzeyda mayatnikni kuzatganimizda, bizga uning tebranish tekisligi siljiyotgandek tuyuladi, lekin aslida biz muzey binosi va butun Yer bilan birga siljiymiz.
| <<< Назад
|
Oldinga >>> |
Laboratoriya ishi No15
KOMETA QUYIMLARINI UZUNLIGINI ANIQLASH
Ishning maqsadi– triangulyatsiya usuli bilan tanishish uchun kometa dumlarining uzunligini hisoblash misolidan foydalaning.
Qurilmalar va aksessuarlar
Harakatlanuvchi yulduz xaritasi, kometa va quyosh diskining fotosuratlari, o'lchagich.
Qisqacha nazariya
Ma'lumki, o'lchovlar, umuman olganda, o'lchangan qiymatni biron bir standart bilan taqqoslash sifatida, to'g'ridan-to'g'ri va bilvosita bo'linadi. Bundan tashqari, agar ikkala usul yordamida qiziqish miqdorini o'lchash mumkin bo'lsa, unda to'g'ridan-to'g'ri o'lchovlar, qoida tariqasida, afzaldir. Biroq, katta masofalarni o'lchashda to'g'ridan-to'g'ri usullardan foydalanish qiyin va ba'zan imkonsiz bo'lishi mumkin. Agar biz nafaqat er yuzasida katta uzunliklarni o'lchash haqida, balki kosmik ob'ektlargacha bo'lgan masofani hisoblash haqida ham gapirishimiz mumkinligini eslasak, yuqoridagi fikr aniq bo'ladi.
Katta masofalarni baholashning ko'plab bilvosita usullari mavjud (radio va fotolokatsiya, triangulyatsiya va boshqalar). Ushbu maqolada Donati kometasining uchta dumining o'lchamlarini fotosuratlardan aniqlash uchun ishlatilishi mumkin bo'lgan astronomik usul muhokama qilinadi.
Kometa dumlarining uzunligini aniqlash uchun kuzatilayotgan samoviy jismning gorizontal paralaksi haqidagi bilimlarni hisobga olgan holda allaqachon ma'lum bo'lgan triangulyatsiya usuli qo'llaniladi.
Gorizontal parallaks - bu osmon jismidan Yerning o'rtacha radiusi ko'rinadigan burchak (1-rasm).
Agar bu burchak va Yerning radiusi ma'lum bo'lsa (R 1-rasm), biz samoviy jismga masofani taxmin qilishimiz mumkin L o . Gorizontal parallaks, samoviy jismlarni samoviy sferaga proyeksiya qilish mumkinligini hisobga olgan holda, Yerning o'z o'qi atrofida aylanishining chorak kuni davomida aniq asboblar yordamida baholanadi.
Shunga ko'ra, kometaning dumlari va boshining burchak o'lchamlarini o'zlari aniqlash mumkin. Buning uchun ma'lum bo'lgan yulduz turkumlari yulduzlarining koordinatalarini hisobga olgan holda yulduz xaritasi qo'llaniladi (burilish va o'ngga ko'tarilish).
Agar samoviy jismga bo'lgan masofalar ma'lum parallaksdan aniqlansa, u holda dumlarning o'lchamlarini paralaksning siljishining teskari masalasini hal qilish orqali hisoblash mumkin.
a burchakni aniqlab, biz AB ob'ektining o'lchamlarini aniqlashimiz mumkin:
(a burchak radyanlarda ifodalangan)
Buni hisobga olib, biz samoviy jismning fotosuratini beradigan masshtabni joriy qilishimiz kerak. Buni amalga oshirish uchun siz taniqli yulduz turkumining fotosuratidan ikkita yulduzni (hech bo'lmaganda) tanlashingiz kerak. Ular birinchi samoviy meridianda joylashgan bo'lishi maqsadga muvofiqdir. Keyin ular orasidagi burchak masofasini ularning og'ishidagi farqdan hisoblash mumkin.
(aˊ - ikki yulduz orasidagi burchak masofasi)
Harakatlanuvchi yulduzlar jadvalidan yoki atlasdan foydalanib, yulduzlarning egilishini topamiz. Shundan so'ng, o'lchagich yoki kaliper (o'lchash mikroskop) yordamida yulduzli osmonning bir qismining o'lchamlarini o'lchab, biz fotosuratlarning chiziqli koeffitsientini aniqlaymiz, bu quyidagilarga teng bo'ladi:
a 1 - berilgan tasvirning chiziqli burchak koeffitsienti va [mm] fotosuratdan aniqlanadi.
Keyin biz samoviy jismning chiziqli o'lchamlarini o'lchaymiz va burchak o'lchamlarini g orqali aniqlaymiz:
(a" - samoviy jismning alohida qismining chiziqli o'lchamlari).
Natijada, siz ob'ektning haqiqiy o'lchamlarini taxmin qilishingiz mumkin: .
1. Fotosuratdan Donati kometasining uchta dumining chiziqli o'lchamlarini aniqlang. Gorizontal parallaks p = 23".
3. Quyruq o'lchamlari aniqlanadigan xatoni taxmin qiling.
16-dars uchun 11-sinf uchun astronomiya darsligi (ishchi daftar) - Quyosh tizimining kichik jismlari
1. Gaplarni to‘ldiring.
Mitti sayyoralar osmon jismlarining alohida sinfidir.
Mitti sayyoralar sun'iy yo'ldosh bo'lmagan yulduz atrofida aylanadigan ob'ektlar hisoblanadi.
2. Mitti sayyoralar (tegishlicha tagiga chiziladi): Pluton, Ceres, Charon, Vesta, Sedna.
3. Jadvalni to'ldiring: Quyosh tizimining kichik jismlarining o'ziga xos xususiyatlarini tavsiflang.
| Xususiyatlari | Asteroidlar | Kometalar | Meteoritlar |
| Osmonda Vida | Yulduzga o'xshash ob'ekt | Diffuz ob'ekt | "Yulduz tushayotgan" |
| Orbitalar |
|
Qisqa davrli kometalar P< 200 лет, долгого периода - P >200 yil; orbital shakli - cho'zilgan ellipslar | Turli xil |
| O'rta o'lchamlar | O'nlab metrdan yuzlab kilometrgacha | Yadro - 1 km dan o'nlab km gacha; quyruq ~ 100 million km; bosh ~ 100 ming km | Mikrometrdan metrgacha |
| Murakkab | Rokki | Tosh zarralari, organik molekulalar bilan muz | Temir, tosh, temir tosh |
| Kelib chiqishi | Sayyoraviy to'qnashuv | Quyosh sistemasining chekkasida ibtidoiy materiya qoldiqlari | To'qnashuv parchalari, kometa evolyutsiyasining qoldiqlari |
| Yer bilan to'qnashuvning oqibatlari | Portlash, krater | Havo portlashi | Yerdagi huni, ba'zan meteorit |
4. Gaplarni to‘ldiring.
Variant 1.
Yer atmosferasida yonmay, Yer yuzasiga tushgan meteorit jismining qoldig‘i meteorit deyiladi.
Kometa dumining o'lchami millionlab kilometrlardan oshib ketishi mumkin.
Kometa yadrosi kosmik chang, muz va muzlatilgan uchuvchi birikmalardan iborat.
Meteor jismlari Yer atmosferasiga 7 km/s (atmosferada yonib ketadi) va 20-30 km/s (yonib ketmaydi) tezlikda kirib boradi.
Radiant - bu meteor yomg'iridagi alohida meteorlarning ko'rinadigan yo'llari ajralib chiqadigan osmonning kichik maydoni.
Katta asteroidlarning o'z nomlari bor, masalan: Pallas, Juno, Vesta, Astraea, Hebe, Iris, Flora, Metis, Hygeia, Parthenope va boshqalar.
Variant 2.
Osmon bo'ylab uchayotgan olov shari sifatida Yerda ko'rinadigan juda yorqin meteor - olovli shar.
Kometalarning boshlari Quyosh o'lchamiga etadi.
Kometaning dumi chiqarilgan gaz va mayda zarralardan iborat.
Yer atmosferasiga uchadigan meteorit jismlari 60-80 km balandlikda porlaydi, bug'lanadi va butunlay yonib ketadi, kattaroq meteorit jismlari yer yuzasi bilan to'qnashishi mumkin.
Kometaning qattiq bo'laklari asta-sekin kometa orbitasi bo'ylab orbita bo'ylab cho'zilgan bulut shaklida tarqaladi.
Quyosh tizimidagi aksariyat asteroidlarning orbitalari asteroid kamaridagi Yupiter va Mars orbitalari orasida joylashgan.
5. Kichik asteroidlar va yirik meteoritlarning fizik tabiatida tub farq bormi? Javobingizning sabablarini keltiring.
Asteroid Yer atmosferasiga tushgandagina meteoritga aylanadi.
6. Rasmda Yerning meteor yomg'iri bilan uchrashish diagrammasi ko'rsatilgan. Rasmni tahlil qiling va savollarga javob bering.
Meteor yomg'irining (meteor zarralari to'dasi) kelib chiqishi nima?
Meteor yomg'iri kometa yadrolarining parchalanishi natijasida hosil bo'ladi.
Meteor yomg'irining Quyosh atrofida aylanish davri nima bilan belgilanadi?
Ajdod kometasining inqilobi davridan, sayyoralarning buzilishidan, ejeksiyon tezligi.
Qaysi holatda Yerda eng ko'p meteoritlar kuzatiladi (meteor yoki yulduz yomg'iri)?
Yer meteorit to'dasi zarralarining asosiy massasini kesib o'tganda.
Meteor yomg'irlari qanday nomlanadi? Ulardan ba'zilarini nomlang.
Radiant joylashgan yulduz turkumiga ko'ra.
7. Kometa tuzilishini chizing. Quyidagi elementlarni ko'rsating: yadro, bosh, quyruq.
8.* Massasi m=50 kg bo‘lgan meteorit urilganda va Yer yuzasida tezligi v=2 km/s bo‘lganida qanday energiya ajralib chiqadi?
9. Agar Halley kometasining orbital davri T = 76 yil bo'lsa, uning yarim katta o'qi qanday bo'ladi?
10. 16 iyuldan 22 avgustgacha sodir bo'lishini bilgan holda, Perseid meteor yomg'irining taxminiy kengligini kilometrlarda hisoblang.
