Школьная Энциклопедия
Nav view search
Navigation
Search
Как определяют химический состав небесных тел
Details Category: Работа астрономов Published on Wednesday, 10 October 2012 16:20 Hits: 14760
Химический состав небесных тел определяют с помощью спектрального анализа.
О спектральном анализе вы можете прочитать на нашем сайте: http://ency.info/index.php/earth/rabota-astrnom/14-rabota-astrnom/29-chto-takoye-spektralni-analiz.
Ученые точно узнали химический состав небесных тел: звезд, туманностей, комет. И что важно: в их состав входят все известные на Земле химические элементы. Открытие спектрального анализа сделало переворот в науке, так как в недалеком прошлом казалось, что человек никогда не сможет узнать состав небесных тел, удаленных от Земли на огромные расстояния. А зная химический состав звезды, можно довольно уверенно судить о времени ее образования.
Физические свойства материи на самых больших масштабах и возникновение Вселенной изучает наука космология.
Физическую природу космических тел (их плотность, температуру, массу, химический состав, возраст, образование и т.д.) изучает наука астрофизика (от греч. слов άστρον — светило и φύσις — природа).
Астрофизика основывается на законах физики и на материалах астрономических наблюдений. Главные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия (научная дисциплина, на основании которой производятся количественные измерения энергетических характеристик поля излучения) вместе с обычными астрономическими наблюдениями. О рождении астрофизики говорить стало можно только после того, как во второй половине XIX века появился спектральный анализ. Спектры звезд позволяют определить температуру, плотность и химический состав атмосферы любого небесного тела, узнать расстояние до звезд и их светимость, измерить скорость движения звезд по лучу зрения и скорость их вращения вокруг оси, оценить напряженность магнитного поля звезд, выявить присутствие оболочек горячего газа вокруг звезд.
Рассмотрим изучение химического состава звезд на примере Солнца.
Химический состав атмосфер можно узнать по темным линиям спектра. Газ поглощает из состава спектра более горячего источника света те самые лучи, которые он сам излучает в раскаленном состоянии. Отсюда ученые сделали вывод, что раскаленные поверхности Солнца и звезд дают спектры в виде радужных полосок, но эти поверхности окружены разреженными и менее раскаленными газами, которые и вызывают появление в спектре темных линий. Эти газы образуют вокруг Солнца и звезд атмосферы, химический состав которых можно узнать по темным линиям спектра. Поверхности Солнца и звезд хотя и дают такой же спектр, как жидкие и твердые раскаленные тела, но состоят из раскаленных наэлектризованных газов, более плотных, чем окружающие их атмосферы.
Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом, в 1859 г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра, из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы. Так, например, известно, что химический состав солнечной фотосферы ( излучающий слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный спектр излучения) состоит из
Водорода 73,46 %
Гелия 24,85 %
Кислорода 0,77 %
Углерода 0,29 %
Железа 0,16 %
Неона 0,12 %
Азота 0,09 %
Кремния 0,07 %
Магния 0,05 %
Серы
В солнечной атмосфере установили присутствие множества известных нам на Земле химических элементов. Среди них газы: водород, азот; металлы: натрий, магний, алюминий, кальций, железо и многие другие. В 1942 году было обнаружено присутствие на Солнце в небольшом количестве золота.
Такие химические элементы, как, например, хлор, бор, йод, ртуть и некоторые другие, не были найдены на Солнце по их линиям в спектре. Одной из причин, возможно, является то, что эти элементы находятся не в атмосфере Солнца, а в его недрах. Между тем темные линии в спектре вызывают только те элементы, которые находятся в атмосфере Солнца и поглощают свет, идущий из более глубоких и более плотных раскаленных слоев Солнца.
Можно допустить, что хлор, бор, йод, ртуть и другие элементы на Солнце или в солнечной атмосфере имеются, но мы их обнаружить пока не можем.
Спектры звезд, свет которых, собранный с помощью телескопа, тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по их темным линиям можно определить химический состав звездных атмосфер так же, определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.
Оказывается, химический состав атмосфер звезд мало отличается от химического состава Солнца и нашей Земли. Во всяком случае, ни на Солнце, ни на звездах не найдено таких химических элементов, которые не были бы известны на Земле. Напомним, что и газ гелий, который сначала был обнаружен на Солнце, потом был найден на Земле.
По четкости, с которой видны темные линии спектров Солнца и звезд, можно определить долю каждого химического вещества в составе их атмосфер.
Определение химического состава небесных тел на основе изучения их спектров — очень сложная задача, требующая знания физических условий в исследуемом теле (особенно температуры) и применения методов теоретической астрофизики.
Ученые в результате исследований установили, что некоторые тела (например, звезды определенных типов) обладают теми или иными особенностями химического состава. Однако большинство остальных объектов состоит примерно из одних и тех же известных химических элементов. Поэтому можно говорить только о среднем космическом содержании элементов, о котором обычно судят по относительному числу атомов, находящихся в каком-либо объеме.
Источник
Контрольная работа по астрономии по теме «Солнце и звезды»
Контрольная работа по астрономии
«Солнце и звезды. Строение и эволюция Вселенной»
1. Какие наблюдения позволяют определить химический состав Солнца?
А. Спектральные.
Б . Температура поверхности.
В . Напряженность магнитного поля.
2. Что лежит в основе определения спектрального класса звезды?
А . Размеры, масса и давление звезды.
Б . Химический состав звезды.
В . Температура поверхности.
3. Чем отличаются оптически двойная звезда от визуально двойной?
А . В оптически двойных системах звезды расположены далеко друг от друга и физически
не связаны. В визуально – двойных системах звезды не связаны вместе силами притяжения.
Б. В оптически двойных системах звезды расположены близко друг от друга и физически
связаны. В визуально – двойных системах звезды не связаны вместе силами притяжения.
В. В оптически двойных системах звезды расположены далеко друг от друга и физически
не связаны. В визуально – двойных системах звезды связаны вместе силами притяжения
4. Собственное движение Сириуса составляет 1,32″ в год. Найдите, на сколько изменится положение Сириуса на небесной сфере за следующую 1000 лет?
5. Сколько слабых звезд 6m может заменить по блеску Венеру?
А. 500 слабых звезд.
Б . 106 слабых звезд.
В . 104 слабых звезд.
6. Какая из перечисленных величин имеет для звезд наименьший относительный диапазон разброса?
А . Температура
Б . Радиус
В . Светимость
7. Предположим, что вы наблюдаете на небе две звезды: голубую и красную. Объясните, как можно узнать, какая из них горячее .
А . Голубая звезда горячее. По закону излучения Вина, чем короче длина волны, на
которой звезда излучает максимум энергии, тем она горячее. У голубого цвета длина волны
короче, чем у красного.
Б. Красная звезда горячее. По закону излучения Вина, чем длиннее длина волны, на
которой звезда излучает максимум энергии, тем она горячее. У красного цвета длина волны
короче, чем у красного.
Источник
Контрольная работа по астрономии на тему «Солнце и звезды»(10-11 класс)
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение «Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Контрольная работа по теме «Солнце и звезды».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса. Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени, обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, как устный опрос, подготовка проектных работ, рефератов, эссе и т.д. Контрольная работа дается на весь урок.
Итоговая проверка проводится по теме, разделу, за полугодие. Основная функция контролирующая. Любая проверка носит обязательно и обучающую функцию, так как помогает повторить, закрепить, привести знания в систему. При проверке контрольного теста выявляют типичные ошибки и затруднения. Достоинства: может охватывать большой объем материала. Недостаток: дают проверку окончательного результата, но не показывают ход решения.
Ориентирующая функция проверки ориентирует учителя на слабые и сильные стороны усвоения материала. Сам процесс проверки помогает учащимся выделить главное в изучаемом, а учителю определить степень усвоения этого главного.
Обучающая функция. Самая главная функция проверки. Проверка помогает уточнить и закрепить знания выполнения проверочных заданий. Способствует формированию знаний до более высокого уровня. Формирует умение самостоятельности и работы с книгами.
Контролирующая. Для контрольных работ и самостоятельных работ она является главной.
Диагностирующая. Устанавливает причины успехов и неудач учащихся. Проводятся специальные диагностирующие работы, которые определяют уровень усвоения знаний (их 4 уровня).
Развивающая функция. Проверка определяет способности у обучающегося распоряжаться объемом своих знаний и умением строить собственный алгоритм решения задач.
Воспитательная функция. Приучает учащихся к отчетности, дисциплинирует их, прививает чувство ответственности, необходимости систематических занятий.
Оценка письменных контрольных работ.
Оценка 5 ставится за работу, выполненную полностью без ошибок и недочетов.
Оценка 4 ставится за работу, выполненную полностью, но при наличии не более одной ошибки и одного недочета, не более трех недочетов.
Оценка 3 ставится за работу, выполненную на 2/3 всей работы правильно или при допущении не более одной грубой ошибки, не более трех негрубых ошибок, одной негрубой ошибки и трех недочетов, при наличии четырех-пяти недочетов.
Оценка 2 ставится за работу, в которой число ошибок и недочетов превысило норму для оценки 3 или правильно выполнено менее 2/3 работы.
1. Какие наблюдения позволяют определить химический состав Солнца?
Б. Температура поверхности.
В. Напряженность магнитного поля.
2. Что лежит в основе определения спектрального класса звезды?
А. Размеры, масса и давление звезды.
Б. Химический состав звезды.
В. Температура поверхности.
3. Чем отличаются оптически — двойная звезда от визуально — двойной?
А. В оптически — двойных системах звезды расположены далеко друг от друга и физически не связаны. В визуально – двойных системах звезды не связаны вместе силами притяжения.
Б. В оптически — двойных системах звезды расположены близко друг от друга и физически связаны. В визуально – двойных системах звезды не связаны вместе силами притяжения.
В. В оптически — двойных системах звезды расположены далеко друг от друга и физически не связаны. В визуально – двойных системах звезды связаны вместе силами притяжения.
4. Собственное движение Сириуса составляет 1,32″ в год. Найдите, на сколько изменится положение Сириуса на небесной сфере за следующую 1000 лет?
5. Сколько слабых звезд 6 m может заменить по блеску Венеру?
А. 500 слабых звезд.
Б. 10 6 слабых звезд.
В. 10 4 слабых звезд.
6. Какая из перечисленных величин имеет для звезд наименьший относительный диапазон разброса?
7. Предположим, что вы наблюдаете на небе две звезды: голубую и красную. Объясните, как можно узнать, какая из них горячее.
А. Голубая звезда горячее. По закону излучения Вина, чем короче длина волны, на которой звезда излучает максимум энергии, тем она горячее. У голубого цвета длина волны короче, чем у красного.
Б. Красная звезда горячее. По закону излучения Вина, чем длиннее длина волны, на которой звезда излучает максимум энергии, тем она горячее. У красного цвета длина волны короче, чем у красного.
8. Какова будет примерная форма большой медведицы через 50000 лет и почему?
1. В чем главная причина различия спектров звезд?
А. В различии температуры в атмосферах звезд.
Б. В различии давления в атмосферах звезд.
В. В различии температуры и давления в атмосферах звезд.
2. Напишите три характеристики звезды, связанные с формой спектральных линий.
А. Масса, плотность и осевое вращение звезды.
Б. Плотность, осевое вращение и напряженность магнитного поля.
В. Напряженность магнитного поля, температура и давление.
3. Как может быть определен химический состав звезд (при условии, что звезды и их атмосферы состоят из одних и тех же составных частей)?
А. Путем анализа сплошного спектра звезд и сравнения их с теми, которые соответствуют различным химическим элементам на Земле.
Б. Путем анализа линейчатого спектра звезд и сравнения их с теми, которые соответствуют различным химическим элементам на Земле.
В. Путем анализа темных линий в спектрах звезд и сравнения их с теми, которые соответствуют различным химическим элементам на Земле.
4. В 1885 году в Туманности Андромеды наблюдалась вспышка сверхновой звезды ( S And ). Учитывая, что расстояние до этой галактики 690 кпк, оцените, когда взорвалась звезда?
А. 180 тысяч лет назад.
Б. 690 млн. лет назад.
В. 2, 25 млн. лет назад.
5. Красная звезда имеет температуру 3 · 10 3 К, а белая – 10 4 К. Во сколько раз отличаются размеры звезд, если они имеют одинаковые светимости?
6. Какой звездой никогда не станет Солнце?
А. Белым карликом и желтым карликом.
Б. Красным гигантом
В. Голубым сверхгигантом и Черной дырой.
7. На сколько смещается Солнце по эклиптике каждый день?
8. Вычислить, во сколько раз Сириус ярче Полярной звезды.
А. Сириус ярче Полярной звезды в 50 раз.
Б. Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.
В. Сириус ярче Полярной звезды в 300 раз.
1. Какая основная характеристика звезды определяет ее положение на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела, т.е. что определяет ее светимость и температуру?
А. Химический состав.
2. Визуально – двойные звезды – это…
А. …случайно расположенная близкая пара звезд на небесной сфере и физически не связаны друг с другом.
Б. …такие звезды, которые располагаются таким образом, что одна из звезд проходит перед второй, ослабляя ее свет через правильные промежутки времени и блеск которых регулярно меняется.
В. …такие звезды, которые доступны телескопическим наблюдениям и видны как две отдельные звезды.
3. Всегда ли отсутствие характерных линий поглощения определенного элемента (например, водород) в спектрах звезд означает, что звезда его не содержит?
А. Нет. Типы атомов, которые ответственны за видимые линии поглощения, определяются температурой звезды.
Б. Нет. Типы атомов, которые ответственны за видимые линии поглощения, определяются массой звезды.
В. Да. Типы атомов, которые ответственны за видимые линии поглощения, определяются массой и плотностью звезды.
4. В 1987 году в Большом Магелановом Облаке зарегистрирована вспышка сверхновой звезды. Сколько лет назад произошел этот взрыв, если расстояние до БМО составляет 55 кпк?
5. Разность звездных величин двух звезд одинаковой светимости равна 5 m . Во сколько раз одна из них дальше другой?
6. Разница в 5 звездных величин – это разница в освещенности в 100 раз. А какая разница в освещенности даст разницу в 10 звездных величин?
7. Две звезды имеют одинаковые размеры, но температура поверхности у первой звезды равна 30000 K , а у второй – 5000 K . Какая из этих звезд будет излучать больше энергии в синих лучах? В желтых? В красных?
А. Первая звезда излучает больше во всех диапазонах спектра. Это зависит только от температуры.
Б. Первая звезда излучает больше во всех диапазонах спектра. Это зависит только от массы.
В. Вторая звезда излучает больше во всех диапазонах спектра. Это зависит только от температуры.
8. Вычислите доплеровское смещение линии водорода (о = 486,13 нм), вызванное приближением звезды вдоль луча зрения со скоростью 40 км/с.
1. Спектрально – двойные звезды — …
А. …такие звезды, которые доступны телескопическим наблюдениям и видны как две отдельные звезды.
Б. … такие звезды, которые располагаются таким образом, что одна из звезд проходит перед второй, ослабляя ее свет через правильные промежутки времени и блеск которых регулярно меняется.
В. …не могут быть разрешены в телескоп, их двойная природа определяется при изучении спектров и по мере того как компоненты пары то приближаются к Земле, то удаляются, происходит доплеровское смещение спектральных линий.
2. Почему атомы испускают свет различных цветов (разных длин волн)?
А. Каждый цвет (длина волны) соответствует электрону, переходящему с какой либо определенной более низкой орбиты на какую — либо определенную более высокую.
Б. Каждый цвет (длина волны) соответствует электрону, переходящему с какой либо определенной более высокой орбиты на какую — либо определенную более низкую.
В. Электроны могут двигаться по любым орбитам и излучают энергию в виде порции света.
3. Напишите следующие типы спектральных линий в порядке их появления при уменьшении температуры звезд:
1) очень сильные линии водорода;
2) ионизированный гелий;
3) полосы молекул титана;
5) нейтральные металлы;
6) ионизированные металлы.
4. Чему приблизительно равна температура звезды, если ее светимость в 64 раза превосходит светимость Солнца, а радиус превышает солнечный вдвое.
5. Посмотрите внимательно на диаграмму Герцшпрунга – Рассела и ответьте, у каких звезд температура поверхности может быть равна 3 000 К?
А. Голубые сверхгиганты
Б. Желтые карлики
В. Красные карлики и красные гиганты.
6. Белый карлик имеет массу 0,6 Мсолнца, светимость 0,001 L солнца и температуру 2Тсолнца. Во сколько раз его средняя плотность выше солнечной?
А. 2 · 10 5 раз превосходит солнечную.
Б. 1,2 · 10 6 раз превосходит солнечную.
В. 6 · 10 3 раз превосходит солнечную.
7. Объяснить, почему звезда, которая для невооруженного глаза выглядит одиночкой, при наблюдении в телескоп может разделиться на две близко расположенные звезды, то есть оказаться двойной звездной системой.
А. Разрешающая сила человеческого глаза составляет примерно 1 / . Разрешающая сила телескопа пропорциональна диаметру объектива, а диаметр объектива телескопа намного больше диаметра зрачка.
Б. Разрешающая сила человеческого глаза составляет примерно 2 / . Разрешающая сила телескопа пропорциональна диаметру объектива, а диаметр объектива телескопа намного больше диаметра зрачка.
В. Разрешающая сила человеческого глаза составляет примерно 13 / . Разрешающая сила телескопа пропорциональна диаметру объектива, а диаметр объектива телескопа намного больше диаметра зрачка.
8. Параллакс Веги равен 0,12 // , а звездная величина – 0 m . На каком расстоянии от Солнца на прямой Солнце – Вега должен находиться наблюдатель, чтобы эти две звезды были одинаково яркими? Видимая звездная величина Солнца равна –26.8 m .
А. Точка наблюдения находится на расстоянии 0,7 пк по направлению к Веге или 1,6 пк по направлению от Веги.
Б. Точка наблюдения находится на расстоянии 0,97 пк по направлению к Веге или 1,26 пк по направлению от Веги.
В. Точка наблюдения находится на расстоянии 0,9 пк по направлению к Веге или 1,86 пк по направлению от Веги.
Вариант I : 1 – А; 2 — В; 3 – В; 4 – В; 5 – В; 6 – А; 7- А.
Вариант II : 1 – В; 2 – Б; 3 – В; 4 – В; 5 – А; 6 – В; 7 – А; 8 — Б.
Вариант III : 1 — Б; 2 – В; 3 – А; 4 – А; 5 – В; 6 – В; 7 – А; 8 — А.
Вариант IV : 1 – В; 2 – Б; 3 – Б; 4 – В; 5 – В; 6 – Б; 7 – А; 8 — Б.
Решение задачи №4: Собственное движение Сириуса составляет 1,32″ за год. Градус равен 3600″. Тогда 1,32″ за год ·1000 лет = 1320″, или приблизительно одна треть градуса.
Решение задачи №5: Блеск Венеры — 4 m . Тогда разница блеска Венеры и слабых звезд составляет 6 m – (- 4 m ) = 10 m . Учитывая, что разница блеска на 5 m означает изменение потока света в 100 раз, видим, что для замены одной Венеры понадобилось бы 100 · 100 = 10 4 слабых звезд.
Решение задачи №6: Воспользуемся следствием из закона Стефана – Больцмана и определения светимости
и диаграммой Герцшпрунга – Рассела, откуда видно, что наименьший относительный разброс будет иметь температура.
Решение задачи №8: Из-за прецессии земной оси полюсы мира описывают вокруг полюсов эклиптики малые круги радиусом около 23,5 градусов за период около 26000 лет. Это означает, что через 50000 лет полюс мира будет направлен в ту же точку, что и 2000 лет назад. Это недалеко от звезды альфа в созвездии Дракона. Смена «полярной звезды» не приведет к изменению формы Большой Медведицы: 50000 лет слишком малый срок для того, чтобы стали заметны относительные смещения сильно удаленных звез
Решение задачи №4: Так как 1пк = 3,26 св. года; время путешествия света от Туманности Андромеды до Солнца равно: 690 · 1000 · 3,26 = 2249400 лет = 2,25 млн. лет
Решение задачи №5: Светимость зависит от радиуса и температуры: L = 4πб R 2 T 4 , где
б = 5, 67 ·10 -8 Вт/м 2 К — 4 постоянная Стефана – Больцмана.
Решение задачи №7: В течение года Солнце описывает по эклиптике круг в 360 о , поэтому .
Решение задачи №8: Принято считать, что при разности в одну звездную величину видимая яркость звезд отличается примерно в 2,5 раза. Тогда разность в 5 звездных величин соответствует различию в яркости ровно в 100 раз. Так, звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины. Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого в (эта величина примерно равна 2,512). В общем случае отношение видимой яркости двух звезд I 1: I 2 связано с разностью их видимых звездных величин m 1 и m 2 простым соотношением
Светила, яркость которых превосходит яркость звезд 1 m , имеют нулевые и отрицательные звездные величины (0 m , –1 m и т. д.). Звездные величины Сириуса m 1 и Полярной звезды m 2 находим из таблицы. m 1 = –1,6, а m 2 = 2,1. Прологарифмируем обе части указанного выше соотношения
Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.
Решение задачи №4: Так как 1пк = 3,26 св. года; время путешествия света от Большого Магеланового Облака до Солнца равно: 55 · 1000 · 3,26 = 178750 лет ≈ 180 тыс. лет.
Решение задачи №5: Одна звезда ярче другой в 100 раз. Чем больше радиус звезды (сферы), т.е. расстояние от звезды до наблюдателя, тем больше площадь и тем меньшая энергия излучения приходится на единицу этой площади. S сферы ≈ 1/ R 2 ; R ≈1/√Е. Значит одна звезда дальше другой в (100) 1/2 = 10 раз.
Решение задачи №6: Каждые 5 звездных величин дают разницу в 100 раз в освещенности. 10 звездных величин – это два диапазона по 5 звездных величин. Например, если средняя звездочка имеет величину 6m , а две крайние — 1m и 11m. Тогда звезда 1m величины создала в 100 раз большую освещенность, чем звезда 6m величины. А звезда 6m величины создала в 100 раз большую освещенность, чем звезда 11m величины. Тогда звезда 1m величины создала в 100 × 100 = 10 000 раз большую освещенность, чем звезда 11m величины. То же самое можно получить прямым вычислением из формулы Погсона:
Решение задачи №8: Используя зависимость
Поскольку звезда приближается к наблюдателю, то смещение линии водорода происходит к фиолетовому концу спектра.
Решение задачи №4: Воспользуемся формулой
При этом в левой части стоит 64, а в правой произведение отношения температур в четвертой степени и 4 (отношение квадратов радиусов). Откуда 
значит температура звезды вдвое больше температуры Солнца. Ответ: Т = 12000 К
Решение задачи №5: Температура звезды определяет ее цвет. При этом звезды могут иметь существенно различающиеся размеры. Ответ: Красные гиганты и красные карлики.
Решение задачи №6: Светимость пропорциональна R 2 T 4 . Плотность пропорциональна M / R 3 или MT 6 / L 3/2 . Плотность белого карлика в 1,2 · 10 6 раз превосходит солнечную.
Решение задачи №8: Расстояние до Веги равно D = 1/0,12 // = 8,3 парсека или 1,710 6 а. е. Это расстояние в 1,710 6 а. е. раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца (1 a . e ). Солнце, находясь на таком расстоянии, выглядело бы слабее, чем с Земли в
имело бы звездную величину
Вега имеет видимую звездную величину 0 m . Поскольку разность в 5 звездных величин означает различие по яркости в 100 раз, различие в 4,4 звездные величины означает, что Вега светит приблизительно в 58 раз ярче Солнца. Учитывая, что яркость звезды падает обратно пропорционально квадрату расстояния, получаем, что точка наблюдения находится на расстоянии 0,97 пк по направлению к Веге или 1,26 пк по направлению от Веги.
1. Малахова И.М.: Дидактический материал по астрономии: Пособие для учителя, / И. М. Малахова, Е.К. Страут, — М.: Просвещение, 1989.- 96 с.
2. Орлов В.Ф.:«300 вопросов по астрономии», издательство «Просвещение», / В.Ф. Орлов — Москва, 1967.
3. Моше Д.: Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ. / Под ред. А.А. Гурштейна./ Д. Моше – М.: Просвещение, 1985. – 255 с.
4. Воронцов-Вильяминов Б.А. «Астрономия», / Б.А. Воронцов-Вильяминов, Е.К. Страут; Издательство «Дрофа».
5. Левитан Е.П., «Астрономия»: учеб. для 11 кл., общеобразоват. учреждений/ Е. П. Левитан: М.: «Просвещение»,1994. – 207 с.
Источник