Вопрос 11

V3

Характер видимых движений звезд, планет, Луны и Солнца?

0

Луна среди звезд перемещается по часовой стрелке

1

Видимое годичное движение Солнца и месячное движение Луны среди звезд направлено против часовой стрелки

1

Планеты перемещаются среди звезд и по и против часовой стрелки (петляют)

1

Суточные движения всех небесных тел – по часовой стрелке

0

Луна петляет среди звезд

0

Планеты перемещаются среди звезд против часовой стрелки

0

Видимое годичное перемещение Солнца среди звезд направлено по часовой стрелке

0

Планеты всегда перемещаются среди звезд по часовой стрелке

V3

Основные линии на небесной сфере – 2?

0

Небесный экватор – это линия пересечения небесной сферы с плоскостью земного экватора

1

Небесный экватор – большой круг небесной сферы, образованный пересечением ее с плоскостью, перпендикулярной оси мира

1

Математический горизонт – большой круг небесной сферы, образованный пересечением сферы плоскостью, которая перпендикулярна отвесной линии

1

Небесный меридиан – большой круг небесной сферы, проходящий через полюс и зенит

0

Математический горизонт – большой круг небесной сферы, образованный пересечением сферы с плоскостью полярного круга

0

Небесный экватор – это линия пересечения небесной сферы и небесного меридиана

0

Полуденная линия – это линия пересечения плоскости экватора и математического горизонта

0

Небесный меридиан – это линия пересечения небесной сферы с плоскостью математического горизонта

V3

Горизонтальная система координат?

0

Азимут – это угол между направлением на северный полюс мира и светило

1

Азимут – это угол между направлениями из центра сферы на точку юга и точку пересечения математического горизонта кругом высоты светила

1

Основной плоскостью горизонтальной системы координат является плоскость математического горизонта

1

Угол между плоскостью математического горизонта и направлением на светило называется высотой

0

Зенитное расстояние - угол между направлениями на зенит и полюс мира

0

Зенитное расстояние – угол между направлением на зенит и плоскостью экватора

0

Зенитное расстояние – это угол, дополняющий высоту до 180 градусов

0

Азимут светила зависит от широты места

V3

Первая экваториальная система координат?

0

Часовой круг светила – это круг проходящий через зенит и светило

1

Основной плоскостью экваториальной системы является плоскость небесного экватора

1

Угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило называется склонением

1

Часовой угол – это угол между плоскостями небесного меридиана и светила

0

Часовой угол светила – это угол между плоскостью горизонта и направлением на светило

0

Склонение - это наклон плоскости математического горизонта к плоскости небесного экватора

0

Склонение измеряют в часах, минутах и секундах

0

Полярное расстояние – это дуга между полюсом и зенитом

V3

Основные направления и точки небесной сферы – 1?

0

Северный полюс мира – точка, где находится Полярная звезда

1

Вертикальная линия – линия совпадающая с направлением линии отвеса

1

Ось мира – линия, параллельная оси вращения Земли и проходящая через центр небесной сферы

1

Зенит – точка вверху, где вертикальная линия пересекается с небесной сферой

0

Полюса – точки пересечения полуденной линии с небесной сферой

0

Вертикальная линия – линия направленная к центру Земли

0

Ось мира – линия, параллельная отвесной линии

0

Надир – точка восхода Солнца

V3

Эклиптическая система координат?

0

Точка весеннего равноденствия в настоящее время находится в созвездии Тельца

1

Эклиптика – это годичный путь Солнца среди звезд в проекции на небесную сферу

1

Координатами в эклиптической системе являются долгота и широта

1

Эклиптическая система координат используется при вычислении орбит тел солнечной системы

0

Эклиптическая долгота светила зависит от времени года

0

Угол между плоскостями экватора и эклиптики составляет 45 градусов

0

Широта – это угол между плоскостью экватора и направлением на светило

0

Долгота отсчитывается от точки осеннего равноденствия

V3

Форма и движения Земли и следствия из них?

0

Смена сезонов обусловлена эллиптичностью орбиты Земли

1

Высота полюса мира равна широте места наблюдений

1

Доказательством шарообразности Земли являются изменения видимости морских судов и затмения Луны

1

Смена сезонов обусловлена наклоном оси суточного вращения к плоскости орбиты

0

Доказательством вращение Земли являются смена дня и ночи

0

Самой яркой звездой на небе является Полярная

0

Ускорение силы тяжести на полюсе меньше чем на экваторе

0

Полярная звезда указывает направление на юг

V3

Теоремы сферической тригонометрии (A, B, C – углы, a, b, c – стороны)?

0

tg a / tg b = sin a / sin b

1

sin a/sin A = sin b / sin B = sin c / sin C

1

cos a = cos b cos c +sin b sin c cos A

1

sin a cos B = sin c cos b – cos c sin b cos A

0

cos A cos a = sin A sin a

0

sin a cos b = cos a sin b

0

sin A = cos b cos c – sin b sin c

0

tg A = tg B ctg C

V3

Параллактический треугольник (п.т.): определение и свойства?

0

П.т. – сферический треугольник, одной из сторон которого является широта места

1

П.т. - сферический треугольник, вершинами которого являются полюс, зенит и светило

1

Одной стороной п.т. является зенитное расстояние

1

Одной из вершин п.т. является Полюс мира

0

П.т. - сферический треугольник, вершинами которого являются зенит, надир и светило

0

Одной из сторон п.т. является прямое восхождение светила

0

Одной из вершин п.т. является точка весеннего равноденствия

0

Одной из сторон п.т. является прямое восхождение светила

V3

Сферический треугольник: определение и свойства?

0

Сумма сторон с.т. (a + b + c) равна 360.

1

Сферический треугольник (с.т.) образуется дугами больших кругов

1

Сумма углов с.т. (A + B + C) больше 180 и меньше 540.

1

Углами с.т. являются углы, образованные касательными к.сторонам в вершинах треугольника

0

Сумма углов с.т. меньше 180.

0

В с.т. стороны могут быть дугами больших и малых кругов

0

С.т. образован дугами малых кругов

0

Сферическим избытком называется разность между суммой углов и 270.

V3

Условия для незаходящих и невосходящих светил?

0

Для невосходящих светил: широта места  > 45

1

Для незаходящих светил: склонение δ > (90 - )

1

Для восходящих и заходящих светил: -(90 - ) < δ < (90 - )

1

Для невосходящих светил: δ < -(90 - )

0

Для незаходящих светил: δ < 30

0

Для восходящих и заходящих светил: δ <  + 45

0

Для незаходящих светил: δ < (90 - )

0

Для восходящих светил: прямое восхождение α < 90

V3

Измерения времени – 1?

0

Секунда – это промежуток времени равный 1 / 86400 доли периода вращения Земли

1

Секунда (атомная) – это длительность 9 192 631 770 периодов колебаний электро-магнитной волны, излучаемой атомом цезия ¹³³Cs, находящемся в основном состоянии.

1

Звездное время – это часовой угол точки весеннего равноденствия

1

Тропический год – промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра истинного Солнца через точку весеннего равноденствия

0

Секунда – это промежуток времени равный 1 / 31 556 925, 9747 доли периода обращения Солнца относительно точки весны на эпоху 1900.0.

0

За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент нижней кульминации точки весеннего равноденствия

0

Точка весеннего равноденствия отмечена на небесной сфере крестом

0

В повседневной жизни используется звездное время

V3

Меркурий?

0

Период вращения Меркурия вокруг своей оси совпадает с периодом вращения вокруг Солнца.

1

Рельеф поверхности Меркурия очень напоминает лунный.

1

Температура на освещенной Солнцем поверхности достигает 700К.

1

На Меркурии имеется слабое магнитное поле, что свидетельствует о наличии жидкого ядра.

0

Температура на ночной стороне планеты равна нулю по шкале Цельсия.

0

Из-за близости Меркурия к Солнцу наблюдать его с Земли очень легко.

0

Верхний слой поверхности Меркурия обладает высокой теплопроводностью.

0

На Меркурии имеется плотная атмосфера из водорода и гелия.

V3

Земля как планета?

0

Атмосфера Земли образовалась в период ее формирования и с тех пор не изменялась.

1

В прошлом Земля находилась в жидкой фазе.

1

Наличие магнитного поля у Земли свидетельствует о том, что ее недра находятся в жидком состоянии.

1

Возраст Земли определяют радиоактивным методом.

0

В прошлом Земля вращалась вокруг своей оси медленнее.

0

Наклон оси вращения Земли к плоскости ее орбиты равен 13.

0

Ледниковые периоды на Земле наступают через каждые две тысячи лет.

0

Ось магнитного поля Земли совпадает с осью ее вращения

V3

Луна -2?

0

Светлые области Луны более ровные, чем темные.

1

Высота гор на Луне может быть больше, чем на Земле

1

Температура на поверхности Луны достигает +130 по Цельсию.

1

Большинство кратеров на Луне имеют ударное происхождение.

0

Масконы – это огромные пещеры на Луне.

0

На Луне нет атмосферы потому, что на ней слишком слабая сила тяжести.

0

Поверхность Луны покрыта слоем пыли толщиной около полуметра.

0

У Луны имеется сильное магнитное поле.

V3

Эффекты, изменяющие положение светил на небе?

0

Рефракция изменяет азимут светила

1

Рефракция приподымает светило над горизонтом согласно формуле:  = 60,25 tg z. (при z < 70)

1

Благодаря рефракции полярный день на полюсе Земли длиннее ночи

1

Суточный параллакс – это угол, под которым из светила виден радиус Земли, проведенный в точку наблюдения

0

Рефракция не сказывается на прямом восхождении светила

0

Горизонтальный параллакс – это угол, под которым виден диск светила

0

Суточный параллакс становится максимальным в зените

0

Самый большой параллакс у Солнца

V3

Видимые движения планет?

0

Элонгация - максимальное угловое удаление планеты от Солнца

1

Элонгация – угол между направлениями на Солнце и планету

1

Геоцентрическая система Птолемея достаточно точно описывала видимые движения планет

1

Планеты, которые находятся ближе к Солнцу, чем Земля, считаются внутренними, а которые дальше – внешними

0

Противостояние – момент, когда планета подходит ближе всего к Солнцу

0

Дифференты – это малые круги, по которым согласно системе Птолемея двигались планеты

0

Эпициклы – это большие круги, по которым, согласно системе Птолемея, двигались планеты

0

«Альмагест» - сочинение арабов об устройстве мира

V3

Действительные движения планет?

0

Первый закон Кеплера: все планеты вращаются по эллипсам, в центре которых находится Солнце

1

Уравнение синодического движения для внешних планет: 1/S = 1/T – 1/P, где S и P – соответственно синодический и сидерический периоды обращения планеты, а Т – звездный период обращения Земли

1

Синодический период – промежуток времени между двумя последовательными одинаковыми конфигурациями планеты

1

Эксцентриситет эллипса равен : e = (a²-b²)^0,5 / a, где a и b – полуоси эллипса

0

Второй закон Кеплера: радиус-вектор планеты описывает площади, которые пропорциональны квадрату длительности интервалов времени.

0

Третий закон Кеплера: квадраты полуосей орбит пропорциональны кубу периодов обращения

0

Уравнение эллипса : x²/a² + y²/b² = 2, где a и b – большая и малая полуоси эллипса

0

Самое близкое расстояние планеты на орбите к Солнцу называется перигеем

V3

Элементы орбит?

0

Узлы орбиты – две точки, где орбита пересекается с плоскостью экватора

1

Гелиоцентрическая долгота восходящего узла - угол из центра Солнца между направлениями на точку весеннего равноденствия и восходящий узел

1

Угловое расстояние перигелия от восходящего узла  - угол из центра Солнца между направлениями на перигелий и восходящий узел

1

Средняя аномалия – дуга окружности, которую описала бы планета за время (t-t₀), если бы она двигалась по окружности радиуса а со средней угловой скоростью 2/Т, где Т – период обращения планеты

0

Наклонение плоскости орбиты  – угол между плоскостью орбиты и плоскостью небесного экватора

0

Эксцентриситет орбиты равен: e = (a² + b²)^0,5 / a, где a и b – полуоси эллипса

0

Истинная аномалия планеты – это угол из центра Солнца между направлениями на афелий и планету

0

В классической механике пространство и время зависимы друг от друга

V3

Задача двух тел?

0

Сила притяжения двух тел меняется обратно пропорционально расстоянию между ними.

1

Гравитационные силы не экранируются.

1

Уравнение живых сил в задаче двух тел: v² = f (M + m) (2/r -1/a), где v – скорость тела массой m, M – масса центрального тела, f – гравитационная постоянная, a – большая полуось эллипса, r - радиус-вектор.

1

Третий закон Кеплера в уточненном виде: T₁²(M + m₁) / T₂² (M +m₂) = (a₁/a₂)³

0

Сила притяжения на Земле ослабевает обратно пропорционально квадрату высоты тела.

0

Возмущающая сила направлена к возмущающему телу.

0

Приливные силы обратно пропорциональны квадрату расстояния.

0

Нептун открыли случайно.

V3

Движение искусственных спутников Земли?

0

Круговая скорость спутника V_circ не зависит от его высоты.

1

Критическая (параболическая) скорость тела равна V_circ

1

Ближайшая точка орбиты спутника к Земле называется перигеем.

1

Третья космическая скорость зависит от направления и лежит в пределах от 16.6 до 72.8 км/с.

0

Критическая (параболическая) скорость тела равна V_circ .

0

Ближайшая точка орбиты спутника к Земле называется апогеем.

0

Ускорение силы тяжести обратно пропорционально расстоянию от центра Земли

0

Движение ИСЗ не подчиняются законам Кеплера.

V3

Размеры, форма и расстояния небесных тел?

0

Радиус Земли равен 384 000 км.

1

Астрономическая единица – это среднее расстояние от Земли до Солнца

1

Горизонтальный параллакс – это угол, под которым из светила виден радиус Земли в случае, если он перпендикулярен лучу зрения.

1

Форму больших небесных тел определяют силы гравитации и вращения.

0

Экваториальный радиус Земли меньше полярного на 20 км.

0

Астрономическая единица равна 150 тысяч километров

0

Расстояние d и параллакс p связаны между собой соотношением: d  p = .

0

Парсек равен 1000 астрономическим единицам.

V3

Движение Земли?

0

Форма параллактического эллипса зависит от географической широты

1

Форма параллактического эллипса зависит от эклиптической широты

1

Доказательством вращения Земли являются силы Кориолиса, опыт Фуко, отклонение падающих тел к востоку.

1

Смена времен года на Земле обусловлена наклоном оси ее вращения к плоскости орбиты

0

Чем дальше от Земли небесное тело, тем больше его параллакс

0

Величина параллакса светила пропорциональна расстоянию до него

0

Аберрация зависит от расстояния до светила

0

Аберрация не зависит от относительной скорости светила

V3

Прецессия и ее следствия?

0

Прецессия – это вращение земной оси вокруг зенита

1

Прецессия – это изменение ориентации оси вращения Земли под воздействием момента, вызванного притяжением Луны и Солнца.

1

Вследствие прецессии смещается точка весеннего равноденствия

1

Скорость перемещения точки весеннего равноденствия вдоль экватора составляет 46,11/ год

0

Прецессия – это колебания земной оси вокруг полюса эклиптики

0

Нутация – это относительно мелкие колебания оси вращения Земли, обусловленные периодическими приближениями к Земле кометы Галлея

0

Точка весеннего равноденствия в настоящее время находится в созвездии Весов

0

Земля с течением времени ускоряется

V3

Фазы и движение Луны?

0

Фазы Луны объясняются затмениями ее Землей

1

Либрации по долготе вызываются неравномерностью скорости вращения Луны вокруг Земли

1

Драконический месяц – промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел орбиты

1

Движения Луны описывается уравнениями, насчитывающими около 2000 членов

0

Синодический период вращения Луны равен 30 дней

0

Период вращения Луны вокруг своей оси совпадает с синодическим месяцем

0

Период повторяемости затмений (сарос) равен 11 лет.

0

Лунные затмения бывают чаще солнечных (число лунных затмений больше)

V3

Угломерные инструменты астрономии и часы?

0

Астрономическая труба состоит из двух выпуклых линз: объектива и окуляра, фокусы которых разнесены

1

Кварцевые часы – генератор переменного тока, период колебаний которого задается кварцевой пластинкой, находящейся в переменном электрическом поле.

1

Изменение поправки часов за определенный промежуток времени называется ходом часов:  = (u₁ – u₂) / (T*₂ –T*₁), где u₁ и u₂ – поправки часов в моменты T₂ и T₁ .

1

Углы поворота астрономической трубы отсчитываются по двум кругам ( лимбам), которые жестко связаны с двумя взаимно перпендикулярными осями трубы

0

Угловое увеличение телескопа n равно: 2F / f, где F – фокусное расстояние объектива, а f – окуляра

0

Звездное время s = α - t, где α – прямое восхождение, а t – часовой угол светила

0

Географическая долгота равна сумме местных времен данного и Гринвичского меридианов:  = Т_m + T₀ .

0

Если светило кульминирует к югу от зенита, то в меридиане  = δ - z, где  - широта места, δ –склонение светила, z - зенитное расстояние

V3

Системы спутниковой навигации и геодезии?

0

Для охвата всей территории Земли спутниковой навигацией необходимо 30 спутников

1

Исходное уравнение спутниковой навигации: r_i =c(t_i0 – t_ie), где r_i – расстояние от наблюдателя к спутнику, с – скорость света, t_i0 – момент регистрации сигнала наблюдателем, t_ie – момент излучения сигнала

1

Основное рабочее уравнение спутниковой навигации:

(x – x_i)² + (y – y_i)² + (z – z_i)² = c² (t_i0 +dt – t_ie)² , где i – номер спутника, dt – неизвестная поправка часов наблюдателя относительно спутниковых часов

1

Для определения точных координат навигационных спутников существует сеть из почти 20 наземных обсерваторий.

0

Для охвата всей территории Земли спутниковой навигацией необходимо 12 спутников

0

Исходное уравнение спутниковой навигации: r_i =c(t_{i0 +} t_ie), где r_i – расстояние от наблюдателя к спутнику, с – скорость света, t_i0 – момент регистрации сигнала наблюдателем, t_ie – момент излучения сигнала

0

В настоящее время имеется одна система спутниковой навигации: GPS.

0

Основное рабочее уравнение спутниковой навигации:

(x + x_i)² + (y + y_i)² + (z + z_i)² = c² (t_i0 +dt – t_ie)² , где i – номер спутника, dt – неизвестная поправка часов наблюдателя относительно спутниковых часов.

V3

Абсолютный метод определения экваториальных координат?

0

Угол наклона  определяют по наблюдениям Солнца в дни равноденствий

1

Склонение δ определяется из наблюдений светила в нижней и верхней кульминациях по формуле: δ = 90 - 0,5(z_d – z_u), где z_d и z_u – соответственно зенитные расстояния в нижней и верхней кульминациях.

1

Прямое восхождение Солнца можно определить по формуле: sinα* = tgδ*/tg, где  - угол наклона экватора к эклиптике

1

Широта места определяется по формуле:  = 90 - 0,5(z_d + z_u).

0

Наклон экватора к эклиптике равен 30.

0

Главные или часовые звезды располагаются возле Северного полюса мира.

0

Прямое восхождение светила отсчитывается от небесного меридиана

0

Повторные наблюдения положения звезд не нужны

V3

Собственные движения звезд?

0

В инерциальной системе координат присутствуют вращения и ускорения

1

Собственные движения звезд зависят от расстояний.

1

Собственные движения – это угловое смещение звезд за год за вычетом прецессии, нутации и аберрации.

1

Собственные движения измеряются в единицах: угловые секунды/год

0

Собственные движения звезд – это их пространственные скорости

0

Собственные движения звезд не зависят от расстояний

0

Собственные движения измеряются в единицах скорости – км/сутки

0

Формула для собственных движений:  = (_δ² - _α²)^0,5

V3

Астрономические карты, каталоги и базы данных?

0

На звездных картах приводятся положения планет и комет.

1

Международная небесная опорная система (ICRS) отсчета привязана к космологически удаленным радиоисточникам с практически нулевым собственным движением.

1

В настоящее время наиболее точным астрометрическим каталогом является космический каталог «Гиппаркос».

1

Международный центр астрономических находится в Страсбурге (Франция).

0

Эпоха наблюдений – последний момент времени наблюдений координат звезд каталога

0

Самым древним из сохранившихся каталогов является каталог «Альмагест».

0

Каталог Месье был составлен для целей точного определения координат небесных тел.

0

В Казахстане не проводятся астрометрические наблюдения.

V3

Космическая геодезия и методы наблюдения ИСЗ?

0

В доплеровском методе используются спутники, обладающие орбитой с большим эксцентриситетом .

1

В основе космической геодезии лежит использование искусственных спутников Земли и Луны в качестве опорных точек для угловых измерений с поверхности Земли.

1

Основная формула лазерной дальнометрии имеет вид:  = 0.5 (ct +₁ + ₂), где  - искомая дальность, ₁ и ₂ – соответственно поправки за счет задержки лучей в атмосфере и погрешностей аппаратуры.

1

В доплеровском методе наблюдения ИСЗ основное уравнение имеет вид:

f_obs = (-1/c)f_em(d/dt), где f_obs - наблюдаемая частота излучения, f_em – излучаемая частота, с – скорость света, d/dt - радиальная скорость источника по отношению к приемнику.

0

Для наблюдений ИСЗ надо использовать мало светосильные телескопы.

0

При гидировании по звездам изображение спутника на фотопластинке получается в виде линии из отдельных точек.

0

Сечение лазерного пучка не зависит от расстояния до спутника.

0

Точность определения расстояний с помощью лазера не зависит от точности определения времени.

V3

Радиоинтерферометры со сверхдлинными базами (РСДБ) в астрометрии?

0

Базы РСДБ составляют от 10 до 100 км

1

Базы РСДБ составляют несколько тысяч километров

1

Атомные часы на радиотелескопах должны быть синхронизированы с точностью до миллионной доли секунды.

1

С помощью радиоинтерферометров создана Международная небесная опорная система.

0

Часы на радиотелескопах должны быть синхронизированы с точностью до секунды

0

Временная задержка сигнала  зависит от длины базы и не зависит от ориентации в пространстве.

0

Временная задержка сигнала не зависит от расстояния между телескопами.

0

В уголковом отражателе все углы равны 60 градусам.

V3

Основные понятия и свойства электромагнитного излучения?

0

Коротковолновая граница фиолетового излучения равна 300нм

1

1 эВ = 1, 610⁺¹⁹ Дж

1

Энергия квантов видимого излучения равна 2-3 эВ.

1

Длинноволновая граница видимого излучения – около 760нм.

0

 = с

0

1А = 10^-8м

0

Скорость света равна 300 км/с.

0

Гамма-излучение – это электромагнитное излучение короче 0.01нм.

V3

Атмосфера Земли?

0

Коэффициент прозрачности в видимой области не зависит от длины волны.

1

Земная атмосфера имеет два окна прозрачности: оптическое и радиоокно

1

В инфракрасной области спектра излучение поглощается молекулами воды и углекислого газа.

1

В радиодиапазоне атмосфера прозрачна для излучения с длинами волн от 1 см до 20м.

0

Излучение короче 300нм поглощается кислородом.

0

Излучение короче 300нм поглощается азотом.

0

В инфракрасной области спектра излучение поглощается озоном.

0

Толщина озона в земной атмосфере составляет 10м.

V3

Основы астрофотометрии-1?

0

Освещенность уменьшается обратно пропорционально кубу расстояния.

1

Поток уменьшается обратно пропорционально расстоянию от источника.

1

Поток через заданную площадку пропорционален косинусу угла падения лучей.

1

Светимость – вся энергия, излучаемая источником за единицу времени.

0

Для абсолютного большинства существующих приемников излучения чувствительность не зависит от длины волны.

0

Полоса пропускания – спектральная область чувствительности приемника.

0

Поток – количество лучистой энергии, излучаемой единичной площадкой за единицу времени.

0

Освещенность – количество энергии, проходящей через площадку за единицу времени.

V3

Основы астрофотометрии -2?

0

Формула Погсона имеет вид: m₁ - m₂ = 2.5 lg (E₁/E₂)

1

Поток – количество лучистой энергии, проходящей через заданную площадку за единицу времени.

1

Энергетическая яркость – поток излучения, проходящий через поверхность в данном направлении, отнесенный к единичному телесному углу и к единичной площадке, перпендикулярной направлению излучения.

1

Шкала звездных величин – фотометрическая логарифмическая шкала освещенностей, создаваемых звездами и другими телами.

0

Интенсивность – количество энергии, излучаемой единичной площадкой в единицу времени в единичном спектральном интервале.

0

Яркость связана с освещенностью следующим соотношением: E =B/ω.

0

Звездная величина характеризует размеры светила

0

Яркость меняется с расстоянием по закону обратных квадратов.

V3

Связь звездных величин с энергетическими?

0

Распределение энергии в спектре – это зависимость количества излучаемой телом энергии от температуры.

1

Звездная величина - это свертка из распределения энергии в спектре объекта и полосы пропускания прибора:

1

Распределение энергии в спектре – это зависимость количества излучаемой телом энергии от длины волны.

1

Болометрическая звездная величина – звездная величина объекта, определяемая по излучению во всем спектральном интервале.

0

Болометрическая звездная величина – звездная величина объекта, определяемая по излучению в видимом диапазоне спекра.

0

Видимая звездная величина полной Луны равна -10^m.

0

Абсолютная звездная величина Солнца равна -27^m.

0

Звезда пятой величины ярче звезды второй величины в (2.512)³ раз.

V3

Основные сведения по молекулярной физике?

0

Наиболее вероятная скорость равна v* = (2kT/m)^1.5

1

Уравнение состояния идеального газа: p = mRT/μ, где p – давление, m – масса газа, R – универсальная газовая постоянная, T – абсолютная температура, μ – относительная молекулярная масса.

1

Постоянная Больцмана – это рассчитанная на 1К наиболее вероятная энергия одной молекулы.

1

Температура – величина, характеризующая тепловое состояние тела и пропорциональная средней кинетической энергии частиц тела.

0

Уравнение состояния идеального газа p = ρRT/μ, где ρ – плотность газа.

0

Распределение Максвелла: n(v_r)dv_r = [n/(v*π^0.5)] exp [-(v_r/v*)³dv_r

0

Температура частиц равна 11600ε, где ε – энергия частиц в электрон-вольтах.

0

Зависимость давления для вырожденного электронного газа: p ~ ρ^7/3

V3

Основные сведения по электромагнетизму и оптике?

0

Сила Лоренца зависит от напряженностей электрического и магнитного полей, величины заряда и не зависит от скорости частиц.

1

Коэффициент поглощения, рассчитанный на 1 грамм, можно рассматривать как оптическую толщину такого слоя вещества, на каждый квадратный сантиметр которого приходится масса в 1 грамм.

1

Длина свободного пробега – путь, проходимый частицей между двумя последовательными столкновениями: Λ = 1/nσ, где n – концентрация частиц, а σ – эффективное сечение.

1

Тонкий оптический слой - это слой, оптическая толщина которого   1.

0

Оптически толстым считается слой, у которого   0.1.

0

Энергии магнитного поля напряженностью Н в единичном объеме равна Н²/2.

0

Эффективное сечение зависит от природы сталкивающихся частиц и температуры и не зависит от длины волны.

0

Оптическая толщина – десятичный логарифм отношения светового потока до прохождения через слой вещества и после: τ = lg (F₀/F)/

V3

Законы излучения абсолютно черного тела (а.ч.т.)?

0

Абсолютно черное тело – тело, которое поглощает все видимое излучение.

1

Термодинамическое равновесие – физическое состояние, при котором тело в единицу времени поглощает столько же, сколько и излучает.

1

Формула Планка для излучательной способности а.ч.т.:

_d = (2h³/c²)[exp(h/kT) -1] d,

где h – постоянная Планка, k – постоянная Больцмана, - частота, T – абсолютная температура.

1

Закон смещения Вина: _max = 0,0029 / kT

0

Закон Стефана-Больцмана:  = T² , где - постоянная Стефана-Больцмана

0

Формула Вина: _сред = 0.29 / T

0

Формула Рэлея-Джинса для длинноволновой части спектра: _ = (2с/⁴) kT²

0

Плазма состоит только из заряженных частиц

V3

Наиболее известные в астрономии спектральные линии и наиболее важные физические эффекты?

0

Эффект Зеемана – расщепление спектральных линий на два или четыре компонента в случае, если источник излучения находится в магнитном поле.

1

Наиболее известные линии в видимой области спектра: бальмеровские линии водорода Hα - Hε, линии дважды ионизованного кальция H и K, желтый дублет натрия D₁,D₂, линии гелия, зеленый дублет запрещенных линий дважды ионизованного кислорода.

1

Поляризация излучения возникает при рассеивании света на несимметричных молекулах, мелких пылинках, свободных электронах.

1

Возникновение спектральных линий связано с постоянным изменением внутренней энергии атомов (поглощение-излучение).

0

Эффект Доплера - самый эффективный в астрономии. По сдвигу линий определяют радиальные скорости объекта и расстояния до него.

0

По ширине спектральных линий можно определить температуру, плотность и химический состав излучающей среды.

0

Красные звезды – горячие, синие – холодные, а желтые имеют температуру Солнца.

0

Эффективная температура – это температура, определяемая из закона смещения Вина.

V3

Назначение и типы оптических телескопов?

0

Телескоп изобрели в Древней Греции в 509 году до нашей эры

1

Основная миссия телескопов – сбор излучения от небесных тел.

1

Одной из целей телескопа является увеличение разрешающей способности.

1

Одной из задач телескопа является построение изображения.

0

Телескоп нужен прежде всего для увеличения размеров изображения.

0

Телескоп, объективом которого является зеркало, называется рефрактором.

0

Линзовый телескоп называется рефлектором.

0

Телескопы, у которых используются и зеркала и линзы, называются диоптрическими.

V3

Схемы и характеристики телескопов?

0

Формула для вычисления линейных размеров изображения L = F cos α, где -фокусное расстояние телескопа, а – угол, под которым виден небесный объект.

1

Рефрактор Кеплера состоит из двух разнесенных двояковыпуклых линз, фокусы которых совмещены.

1

Для фотографирования больших участков неба используют светосильные телескопы: камеры Шмидта и телескопы Максутова.

1

Основным параметром телескопа является диаметр объектива

0

Менисковый телескоп состоит из двух менисков.

0

Объективом в системы Кассегрена служит сферическое зеркало.

0

Окуляром в системе Кассегрена служит отрицательная линза

0

Относительное отверстие – это отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию окуляра.

V3

Аберрации телескопов. Адаптивная и активная оптика?

0

Объективы самых крупных (10-м) телескопов состоят из отдельных линз.

1

У сферических зеркал имеется сильная сферическая аберрация.

1

Относительное отверстие - это отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию телескопа.

1

Адаптивный телескоп компенсирует деформации волнового фронта, производимые земной атмосферой, что позволяет достичь дифракционного изображения.

0

Внеосевые аберрации: кома, астигматизм и дисторсия у рефлекторов отсутствуют.

0

Чем больше увеличение телескопа, тем больше его поле зрения.

0

Внезатменные коронографы устанавливают на берегу моря.

0

Активная оптика увеличивает изображение в сотни раз.

V3

Монтировки телескопов?

0

Гидирование – это процесс фокусировки телескопа.

1

Телескопы малого размера (диаметром менее 1м) обычно устанавливают на немецкой монтировке, в которой одна из осей параллельна оси вращения Земли.

1

В английской монтировке основная (полярная) ось телескопа своими концами опирается на две опоры-колонны.

1

В немецкой, английской и в американской (вилочной) монтировках ведение трубы за объектом осуществляется вращением ее вокруг полярной оси с помощью часового механизма.

0

В альт-азимутальной монтировке одна из осей телескопа параллельна оси мира эклиптики.

0

Часовое ведение в альт-азимутальной монтировке осуществляется поворотом телескопа вокруг горизонтальной оси.

0

Для наблюдений Солнца используются целостатные установки, у которых одно зеркало плоское, а второе - сферическое.

0

Самый крупный телескоп в настоящее время находится в США.

V3

Роль астроклимата?

0

Величина фона в фокальной плоскости телескопе не зависит от его светосилы.

1

Атмосфера Земли искривляет ход лучей, ослабляет излучение в зависимости от длины волны, частично поляризует его и размывает изображение.

1

Атмосфера Земли пропускает электромагнитное излучение в двух областях спектра: в видимой и примыкающими к нему небольшими участками ультрафиолетовой и инфракрасной области и в радиодиапазоне от 1 см до 20(30)м.

1

Главными факторами астроклимата являются: число ясных ночей, прозрачность и устойчивость атмосферы, размер изображения точечного источника и фон (свечение) неба.

0

Самый лучший в мире астроклимат - в Казахстане.

0

Фон не ограничивает проницающую силу данного телескопа.

0

Коэффициент прозрачности атмосферы не зависит от высоты места наблюдений.

0

Радиоволны поглощаются в стратосфере.

V3

Радиотелескопы?

0

Форма антенн радиотелескопов может быть только параболической

1

Зависимость чувствительности радиотелескопа от положения точечного источника называется диаграммой направленности.

1

Разность хода радиоинтерферометра а = b sinα, где b – длина базы, а α – угол между направлением базы и плоским фронтом падающей волны.

1

Самый крупный в мире радиотелескоп диаметром 306 м находится в Пуэрто-Рико.

0

Телескоп с параболической антенной может работать только на единственной длине волны.

0

Чувствительность телескопа не зависит от площади антенны.

0

Разрешающая способность радиотелескопа прямо пропорциональна длине волны.

0

Разрешающая способность радиотелескопа прямо пропорциональна квадрату диаметра.

V3

Инфракрасная и рентгеновская астрономия?

0

Длина волн рентгеновских лучей от 10 до 100А.

1

Инфракрасное излучение сильно поглощается молекулами воды и углекислого газа. С поверхности Земли ИК-наблюдения можно проводить только в нескольких интервалах длин волн (окнах прозрачности), и то, – в горах или с самолета.

1

Наиболее известные космические ИК-телескопы: IRAS, «Спитцер» и «Гершель».

1

В рентгеновском и гамма-диапазоне используется техника физики высоких энергий: сцинцилляционные счетчики, газовые ионизационные детекторы.

0

Болометр является селективным приемником излучения.

0

Гамма-телескопы необходимо охлаждать до 4К.

0

Ренгеновские телескопы имеют форму конуса.

0

Болометр является селективным приемником излучения.

V3

Приемники излучения – 1?

0

Самым чувствительным приемником излучения является человеческий глаз.

1

Чувствительность приемника – это отношение выходного сигнала к измеряемому потоку или освещенности.

1

Спектральная характеристика приемника – это зависимость чувствительности от длины волны.

1

Чувствительность приемника может зависеть от величины сигнала по разным законам.

0

Глаз является линейным приемником излучения

0

Максимум чувствительности глаза приходится на красную область спектра.

0

Адаптация – свойство хрусталика глаза менять свою форму и, соответственно, фокусное расстояние

0

Аккомодация – свойство глаза менять свою чувствительность в зависимости от уровня освещенности.

V3

Приемники излучения – 2?

0

Фотоэмульсия реагирует на поток излучения.

1

Порог чувствительности – минимальное значение потока или освещенности, которое может быть зарегистрировано.

1

Основные преимущества фотографии: свойство накапливать сигнал, панорамность, документальность, объективность.

1

Характеристическая кривая фотографии – это зависимость почернения негатива от количества упавшей на нее энергии.

0

Чувствительность фотоэмульсии обратно пропорциональна размерам зерен.

0

Максимум чувствительности фотоэмульсии из галоидного серебра находится в красной области спектра.

0

Чем больше диаметр изображения, тем больше размер звезды.

0

Закон Вебера-Фэхнера – реакция организма прямо пропорциональна величине раздражения.

V3

Приемники излучения – 3?

0

Шумы фотоумножителей не зависят от спектральной чувствительности фотокатода.

1

Фотоэлектрические приемники излучения основаны на явлении внешнего и внутреннего фотоэлектрических эффектов.

1

Фотоумножитель – это электровакуумный прибор, преобразующий излучение в ток, который усиливается с помощью эмиттеров-динодов.

1

При фотоэлектрическом методе регистрации необходим усилитель тока или импульсов, возникающих в фотоумножителе.

0

Фотоэффект описывается уравнением: A = mv²/2 + hν, где A – работа выхода, m – масса электрона, v – скорость электрона, ν – частота кванта, h – постоянная Планка.

0

На эффекте внешнего фотоэффекта основана работа фотоэлементов, фотоумножителей, фотосопротивлений.

0

Фотоумножитель – это электровакуумный прибор, преобразующий излучение в напряжение.

0

Электронно-оптический преобразователь состоит из анода, катода и линзы.

V3

Приемники излучения – 4?

0

Пиксели ПЗС-камер не чувствительны к космическим лучам

1

Принцип работы фотосопротивлений основан на внутреннем фотоэффекте.

1

ПЗС-приемники – это мозаика из множества МОП-кондесаторов, способных накапливать и хранить электрический заряд.

1

Съем зарядов с ПЗС-матрицы осуществляется в виде импульсов напряжения непосредственно в ЭВМ.

0

Темновой шум фотоприемников не зависит от температуры.

0

Темновой шум не зависит от напряжения.

0

Самая высокая чувствительность – у болометра.

0

ПЗС-приемники являются неселективными

V3

Фотометр и фотометрические системы?

0

Фотометр – прибор для измерения абсолютных звездных величин

1

Линза Фабри – линза в фотоэлектрическом фотометре, строящая изображение входного зрачка телескопа на фотокатоде фотоумножителя.

1

Фотометр – прибор для измерения интенсивности излучения

1

Обязательными элементами фотометра являются входная диафрагма, набор фильтров, подсмотровый окуляр, приемник излучения.

0

Колориметрия – метод измерения блеска звезд.

0

Полоса пропускания – кривая спектральной чувствительности данного фильтра.

0

Самая популярная в астрономии фотометрическая система – система uvby

0

Показатель цвета – это сумма двух звездных величин для одного и того же объекта, полученных в разных полосах (цветах).

V3

Спектральные приборы – 1?

0

Спектрограф – спектральный прибор с фотоэлектрической регистрацией

1

Дисперсия света – разложение белого света на отдельные цвета (в спектр)

1

Эшеллет – дифракционная решетка с заданной формой штриха

1

Линейная дисперсия спектрографа – величина, равная произведению фокусного расстояния камеры f на угловую дисперсию dα/d

0

Коллиматор – блок спектрального аппарата, собирающий лучи в фокальной плоскости.

0

Диспергирующий элемент – устройство, обеспечивающее фокусировку спектра.

0

Камера – оптическая система, обеспечивающая параллельность пучка перед падением его на диспергирующий элемент.

0

Монохроматор – спектрограф с множеством выходных щелей.

V3

Спектральные приборы – 2?

0

Постоянная решетки – расстояние между крайними штрихам

1

Спектр - распределение энергии электромагнитного излучения объекта в зависимости от длины волны.

1

Основной характеристикой спектрального прибора является спектральное разрешение: R = /.  - минимальный интервал между линиями, видимых раздельно.

1

Отражательная дифракционная решетка представляет собой алюминированное зеркало, на которое нанесено множество равноотстоящих параллельных штрихов с плотностью от десятков до нескольких тысяч на 1мм.

0

Основное уравнение дифракционной решетки: dsin = 2k.

0

Разложение света в спектр с помощью призмы основано на явлении интерференции.

0

В призме красные лучи преломляются сильнее синих.

0

Диспергирующим элементом могут служить призма, дифракционная решетка и параллельная пластинка.

V3

Космические лучи. Нейтринные и гравитационные установки?

0

Неправильный ответ 1

1

Космические лучи не подчиняются закону всемирного тяготения.

1

Гравитационной антенной может быть любая пара масс – пробных тел (типа гантели) или протяженное тело (цилиндр) и чувствительное устройство, регистрирующее малые относительные смещения масс или вызывающие их силы.

1

Известно три типа нейтрино: электронное, мюонное и тау-нейтрино, которые осциллируют (периодически превращаются друг в друга).

0

Регистрация гравитационных волн и нейтрино – принципиально новые каналы изучения Вселенной.

0

Нейтрино возникают при химических реакциях .

0

Нейтрино можно регистрировать только в космосе.

0

Максимальная энергия частиц космических лучей составляет 10¹² эВ.

V3

Физика Луны -1?

0

Светлые области на поверхности Луны называются морями

1

На Луне есть вода в виде льда.

1

Лед на Луне имеет кометное происхождение.

1

На Луне нет атмосферы.

0

Диаметр Луны в 2 раза меньше диаметра Земли.

0

Сила тяжести на Луне в 81 раз меньше, чем на Земле.

0

В породах Луны содержится много драгоценных металлов.

0

Большинство кратеров на Луне имеют вулканическое происхождение.

V3

Измерения времени – 2?

0

Звездный год – это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями избранной звезды через круг склонений точки весеннего равноденствия

1

Для измерения времени необходимо выбрать единицу времени – какой-то строго периодический природный процесс и начало отсчета

1

Истинные солнечные сутки – промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца в данном месте

1

Средние солнечные сутки – промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего Солнца в данном месте

0

Солнце перемещается по эклиптике равномерно

0

Небесный экватор наклонен к плоскости эклиптики под углом 30

0

Звездное время равно прямому восхождению светила минус его часовой угол

0

Солнечные сутки короче звездных на 3 минуты 56 секунд

V3

Измерение времени – 3?

0

За начало суток берут момент захода Солнца за горизонт

1

В астрономии время измеряют углами

1

Скорость годичного движения Солнца вдоль экватора переменна

1

Разность между средним временем и истинным солнечным временем в один и тот же момент называется уравнением времени 

0

Нулевой меридиан проходит через Париж

0

Звездное время совпадает с солнечным в день весеннего равноденствия

0

Всемирное время – это время Пулковского меридиана

0

Алма-Атинское время отстает от всемирного на три часа

V3

Измерение времени – 4?

0

Декретное время отстает от поясного

1

Разность местных времен равна разности долгот

1

Мусульманский календарь отсчитывается от момента откочевки Мухаммеда из Медины в Мекку

1

Среднее солнце - это виртуальная точка, которая перемещается равномерно по экватору за период, равный тропическому году истинного Солнца

0

Земной шар разбит на 12 часовых поясов

0

Разность поясных времен равна разности долгот

0

Перемена даты происходит на Гринвичском меридиане

0

Началом третьего тысячелетия является 1 января 2000г

V3

Венера?

0

На полюсах Венеры растут кактусы.

1

На Венере нет смены времен года.

1

Период вращения Венеры вокруг собственной оси больше периода обращения вокруг Солнца.

1

Давление атмосферы на поверхности Венеры достигает 90 атмосфер.

0

Поверхность Венеры гладкая.

0

Атмосфера Венеры состоит из азота.

0

В атмосфере Венеры облака отсутствуют.

0

Небо на Венере синее.

V3

Марс?

0

Великие противостояния Марса бывают раз в десять лет.

1

На Марсе находится самый большой в солнечной системе вулкан Олимп высотой около 27 км.

1

На космических снимках поверхности Марса видны русла высохших рек. Это говорит о более плотной атмосфере и, соответственно, более мягком климате в прошлом.

1

С Земли, кроме полярных шапок, на Марсе видны темные и светлые области, которые получили названия морей и материков.

0

По размерам Марс приблизительно в два раза больше Земли.

0

Марс кажется красным потому, что в атмосфере много красной пыли.

0

Полярные шапки Марса состоят из чистой воды.

0

Атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа и кислорода.

V3

Юпитер?

0

Облака на Юпитере состоят из углекислоты.

1

Масса Юпитера в 318 раз больше земной, но чтобы стать звездой она должна быть в 100 раз больше.

1

Видимые в телескоп на Юпитере темные и светлые полосы розоватого и желтого оттенков – это атмосферные нисходящие и восходящие потоки на разных высотах.

1

С 1995 г вокруг Юпитера несколько лет летал искусственный спутник «Галилео», передавший на Землю тысячи снимков Юпитера и его спутников.

0

Период вращения Юпитера совпадает с земным.

0

Юпитер вращается вокруг своей оси в противоположную сторону по отношению к обращению вокруг Солнца.

0

Большое Красное Пятно на Юпитере – это большой вулкан.

0

На Юпитере магнитное поле отсутствует.

V3

Сатурн?

0

Период вращения Сатурна вокруг своей оси равен 7 дням.

1

Эффективная температура атмосферы Сатурна равна 95К.

1

Химический состав Сатурна подобен солнечному, т.е. на 99% Сатурн состоит из водорода и гелия.

1

Космическая слава Сатурна обязана знаменитому кольцу.

0

Кольца Сатурна периодически исчезают каждые двадцать лет.

0

Средняя плотность Сатурна составляет1400кгм^-3.

0

У Сатурна нет магнитного поля.

0

Период обращения Сатурна вокруг Солнца равен 20 годам.

V3

Астрофизика это:

1

наука на стыке астрономии и физики, изучающая физические процессы в астрономических объектах, таких, как звёзды, галактики и т. д.

1

раздел астрономии, изучающий физическое состояние и химический состав небесных тел и их систем, межзвездной и межгалактической сред, а также происходящие в них процессы

1

наука, занимающаяся исследованием далеких космических объектов и явлений физическими методами

0

наука о строении и развитии космических тел, образуемых ими систем и Вселенной в целом

0

физическое учение о Вселенной как целом, основанное на результатах исследования наиболее общих свойств (однородности, изотропности и расширения) той части Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений

0

раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие космических тел и их систем (планет и Солнечной системы в целом, звезд, галактик и т. д.

0

раздел астрономии, основной задачей которого является создание опорной инерциальной системы координат в пространстве и согласованного комплекса фундаментальных астрономических постоянных на основе измерения координат небесных объектов и изучения вращения Земли

0

раздел астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики и эволюции звездных систем (скоплений и галактик).

V3

Естественной мерой расстояний в Солнечной системе служит астрономическая единица (а.е.). Одна астрономическая единица равна:

0

1.5*10¹³ см

0

500 световых секунд

0

149.6 млн. км

0

100 км

0

300 млн. км

0

9,46*10¹² км

0

0.306601 парсека

0

380 000 км

V3

Один парсек равен:

1

расстоянию, на котором параллакс составляет 1”

1

расстоянию, с которого отрезок, равный большой полуоси земной орбиты, расположенный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1”

1

расстоянию до объекта, годичный параллакс которого равен 1"

0

расстоянию, на котором параллакс составляет 1’

0

расстоянию, с которого отрезок, равный большой полуоси земной орбиты, расположенный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1’

0

расстоянию до объекта, годичный параллакс которого равен 1’

0

расстоянию, с которого отрезок, равный диаметру земной орбиты, расположенный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1”

0

расстоянию до объекта, суточный параллакс которого равен 1"

V3

Какими методами не измеряют расстояние в астрономии:

0

метод определения расстояний по тригонометрическим параллаксам

0

метод определения расстояний по цефеидам

0

метод определения расстояний по звездам типа RR Лиры

0

метод определения расстояний по сверхновым типа Ia

0

метод определения расстояний по гравитационным линзам

1

метод определения расстояний по новым звездам

1

метод определения расстояний по затменным переменным типа β Лиры

1

метод определения расстояний по пульсирующим белым карликам

V3

Теорема вириала:

1

теорема механики о связи между ср. значением суммарной кинетич. энергии системы частиц, движущихся в ограниченной области пространства, и действующими в этой системе силами

1

зависимость между усредненной по времени полной кинетической энергией и потенциальной энергией системы

1

теорема, согласно к-рой усредненная по бесконечному интервалу времени кинетич. энергия механич. системы равна усредненному по тому же интервалу вириалу сил

0

теорема механики о связи между ср. значением суммарной кинетич. энергии системы частиц и действующими в этой системе моментами сил

0

теорема, согласно к-рой усредненная по бесконечному интервалу времени петенциальная энергия механич. системы равна усредненному по тому же интервалу вириалу сил

0

зависимость между усредненной по времени полной энергии и потенциальной энергией системы

0

зависимость между усредненной по времени полной энергии и кинетической энергией системы

0

теорема о связи между ср. значением суммарной энергии системы частиц и действующими в этой системе силами

V3

Оптический диапазон электромагнитного спектра

1

4000 – 8000 aнгстрем

1

380 – 780 нм

1

400 до 790 ТГц

0

20 до 20000 Гц

0

400 – 800 ангстрем

0

4000 – 8000 нм

0

4000 – 8000 МГц

0

20 – 20000 нм

V3

Спектр это:

1

распределение интенсивности излучения по длинам волн I_λ или частотам I_ν

1

распределение светового потока по длинам волн I_λ или частотам I_ν

1

распределение значений физической величины (обычно энергии, частоты или массы)

0

распределение интенсивности излучения во времени

0

зависимость значений физической величины от её производной

0

разложение интенсивности излучения в бесконечную сумму степенных функций.

0

представление произвольного светового потока в виде ряда

0

распределение интенсивности излучения по телесному углу

V3

Согласно закону излучения Планка, какие из представленных кривых характеризуют АЧТ с температурой T₁=3500K, T₂=4500K и T₃=5500K

1

X для Т₃

1

Y для Т₂

1

Z для Т₁

0

X для Т₁

0

Y для Т₁

0

Z для Т₂

0

X для Т₂

0

Y для Т₃

V3

Примеры тепловых спектров в астрономии

1

Спектр фонового (реликтового) излучения Вселенной

1

Спектры звезд типа Солнца или более холодных – только в видимой области

1

Спектры собственного излучения однородно нагретых непрозрачных тел (планеты, межзвездные пылинки, нейтронные звезды в мягком рентгеновском диапазоне)

0

Спектры радиопульсаров (вращающихся нейтронных звезд с сильным магнитным полем)

0

Спектры радиогалактик

0

Спектры квазаров

0

Спектры жестких bрентгеновских источников

0

Спектры некоторых остатков сверхновых звезд

V3

Каких телескопов не существует

0

Оптические телескопы

0

Радиотелескопы

0

Рентгеновские телескопы

0

Гамма-телескопы

0

Нейтринные телескопы

1

Фотонные телескопы

1

Бинокулярные телескопы

1

Телескопы переменной кратности

V3

По своей оптической схеме телескопы не бывает телескопов

0

Линзовые

0

Рефракторы

0

Зеркальные

0

Рефлекторы

0

Зеркально-линзовые

1

Солнечные

1

Нейтринные телескопы

1

Рентгеновские телескопы

V3

Назовите телескопы для следующих оптических схем

1

A = рефрактор

1

B = рефлектор

1

C = катадиоптрик

0

A = рефлектор

0

B = катадиоптрик

0

C = рефрактор

0

A = катадиоптри

0

B = рефрактор

V3

В 1922 году все небо было разделено на 88 созвездий, из них ... (число) находится в северной полусфере, (…) в южной, а остальные (…) расположены по обе стороны небесного экватора

1

31

1

48

1

9

0

44

0

22

0

11

0

38

0

41

V3

Какие из перечисленных координат относятся к первой небесной экваториальной системе координат

1

склонение δ

1

полярное расстояние p

1

часовой угол t

0

прямое восхождение α

0

эклиптическая широта β

0

эклиптическая долгота λ

0

галактическая широта b

0

галактическая долгота l

V3

Какие из перечисленных координат относятся ко второй небесной экваториальной системе координат

1

склонение δ

1

полярное расстояние p

0

часовой угол t

1

прямое восхождение α

0

эклиптическая широта β

0

эклиптическая долгота λ

0

галактическая широта b

0

галактическая долгота l

V3

Каких небесных систем координат не бывает

1

Тороидальная система координат

1

Ортогональная система координат

1

Селенографическая система координат

0

Горизонтальная топоцентрическая система координат

0

Первая экваториальная система координат

0

Вторая экваториальная система координат

0

Эклиптическая система координат

0

Галактическая система координат

V3

К основным видам абберации не относятся

1

таксономическая

1

ахроматизм

1

дисперсия

0

хроматическая

0

сферическая

0

кома

0

астигматизм

0

дисторсия

V3

По типу наклонения орбиты ИСЗ бывают

1

Экваториальные орбиты

1

Полярные орбиты

1

Солнечно-синхронные орбиты

0

Низкоорбитальные ИСЗ

0

Геостационарные орбиты

0

геосинхронные орбиты

0

Высокоорбитальные ИСЗ

0

Среднеорбитальные ИСЗ

V3

Какие из перечисленных планет и спутников имеют кольца

1

Юпитер

1

Уран

1

Нептун

0

Меркурий

0

Марс

0

Венера

0

Земля

0

Титан

V3

Какие из этих планет и их спутников не видно невооруженным глазом

1

Нептун

1

Уран

1

Титан

0

Меркурий

0

Венера

0

Марс

0

Юпитер

0

Сатурн

V3

К молодым объектам звёздной природы, связанным с межзвёздной средой, относятся:

0

Новые звёзды.

0

Затменные переменные звёзды.

0

Белые карлики.

0

Цефеиды.

0

Мириды.

1

Переменные типа Т Тельца.

1

Фуоры.

1

Звёзды коконы.

V3

В основе небесной механики лежат исследования:

0

О. Френеля.

0

Т. Юнга.

0

Э. Фуко

0

М. Максвелла.

0

М. Планка.

1

И. Кеплера.

1

Г. Галилея

1

И. Ньютона.

V3

Массу небесного тела можно определить:

1

По третьему закону Кеплера.

1

Из анализа наблюдаемых возмущений.

0

По второму закону Ньютона.

0

По второму закону Кеплера.

0

По первому закону Кеплера.

0

По первому закону Ньютона.

0

По третьему закону Ньтона.

1

Гравиметрическим методом.

V3

Главная последовательность – область на диаграмме Герцшпрунга-Рессела:

1

Содержащая звезды имеющие класс светимости V.

0

Содержащая сверхгиганты.

0

Содержащая белые карлики.

1

Содержащая звезды, имеющие одинаковый источник энергии.

0

Содержащая звезды имеющие класс светимости III.

1

Содержащая субкарлики

0

Содержащая гиганты

0

Содержащая звезды имеющие класс светимости VI

V3

Время жизни звезды на главной последовательности зависит от:

1

Массы звезды.

0

Атмосферы звезды.

1

Химического состава.

0

Спектра.

1

Светимости.

0

Гравитационного сжатия.

0

Вращения звезды.

0

Яркости звезды.