5.Сравнение смещений спектральных линий в различных частях одной и той же галактики
показывает, что эти смещения неодинаковы по величине. Что из этого следует?
1.Различные части галактики имеют разные скорости.
2.Галактика вращается.
3.Галактика удаляется от нас с некоторым постоянным ускорением.
4.Распределение вещества в галактике является неоднородным.
6.Ближайшая к нам галактика называется…
а) Сомбреро; б) туманность Андромеды;
в) Млечный путь; г) Конская голова.
7. Наша Галактика относится к типу:
1. Неправильных
2.Спиральных
3.Эллиптических
4.Сейфертовских
8. Нашу Галактику можно представить в виде
1) гигантского звёздного шара
2) гигантской сплюснутой системы звёзд
3) гигантской бесформенной совокупности звёзд
4) гигантского сплюснутого диска из звёзд, газа и пыли, образующих спирали
9.Диаметр Галактики равен примерно
1) ≈10 кпк 2) ≈100 000 св. лет 3) ≈1 000 000 а. е. 4) ≈2 • 106
св. лет |
10. Где в Галактике расположено Солнце?
1) в центре Галактики
2) на периферии Галактики
3) на расстоянии ~ 8 кпк от центра
4) на расстоянии « 150 000 св. лет от центра
11. Какой массивный объект находится в центре Млечного Пути?
1) плотное скопление звёзд
2) плотное газопылевое облако
3) нет ничего необычного
4) массивная чёрная дыра
12.Что указывает на высокую температуру вещества на начальных этапах эволюции Вселенной?
1.Реликтовое излучение
2.Распределение галактик в пространстве
3.Высокая температура в звездах
4.Ничто не указывает
Телескоп имеет некоторый предел разрешения (разрешающую способность). Равзрешающая способность это минимальное угловое расстояние между двумя звездами, или деталями планет, которые видны в телескоп раздельно (не сливаясь). Разрешающая способность зависит от диаметра объектива (D) и для обектива какого-либо конкретного диаметра разрешающая способность не может превышать строго определенную величину. Следовательно в изображении, например, Луны, построенном телескопом, будут присутствовать некоторые мелкие детали, мельче которых в изображении уже не будет. Что бы увидеть эти самые мелкие детали надо применить увеличение, которое называется разрешающим увеличением (Г раз.). Численно разрешающее увеличение равно диаметру объектива, выраженному в миллиметрах, т.е Г раз. = D (мм). Например, разрешающее увеличение телескопа с объективом диаметром 100 мм, будет 100х (сто крат). Т.е. если мы установим на телескопе с таким объективом увеличение 100х, то в изображении Луны сможем увидеть самые мелкие детали изображения. Но что бы их увидеть придется напрягать глаза. Так как уже при разрешающем увеличении мы смогли увидеть самые мелкие детали изображения, то никакое повышение увеличения не поможет увидеть нам еще более мелкие детали, поскольку их, более мелких деталей, просто нет. И главная цель повышения увеличения это избежать перенапряжения глаз. Насколько следует повысить увеличение? Советский оптик Максутов Д.Д. рекомендовал применять увеличение 1,4-1,5*D, т.е. для объектива 100 мм применять максимальное увеличение 140 — 150х. Любители астрономии при наблюдениях применяют максимальные увеличения 2D, т.е. для нашего объектива 2*100 = 200х. Еще бОльшие увеличения не рекомендуется применять по нескольким причинам. 1. Как уже указал никаких более мелких деталей, которые уже видны при разрешающем увеличении, мы не увидим, потому, что их просто нет. 2. При повышении увеличения уменьшается яркость изображения, а с уменьшением яркости уменьшается и контраст. Поэтому при больших увеличениях из-за уменьшения контраста мы можем не увидеть малоконтрастные детали, которые будут видны при меньших увеличениях. 3. Любой объектив имеет аберрации (оптические ошибки, например, хроматизм – радужная кайма по контурам деталей изображения). До некоторых увеличений эти аберрации глазом незаметны, но при больших увеличениях становятся видны, что снижает качество изображения. 4. Атмосфера очень редко бывает спокойной позволяющей применять даже и максимально разумные увеличения 2D. Следует отметить, что из-за атмосферы предельными увеличениями считаются 400-500х.