27 июля 2018 года наступит великое противостояние Марса, которое имеет место лишь раз в 15 -17 лет. Но самое интересное, что это противостояние совпадет с полным лунным затмением, к тому же самым продолжительным затмением в 21 веке
Статья впервые опубликована в журнале "Небосвод" за январь 2018 года
Автор статьи Боровской Антон, г. Белгород
Наступает год Великого противостояния Марса! Такое событие случается раз в 15-17 лет, Земля приблизится к Красной планете на наименьшее с 2003 года расстояние - 58 млн. км.
В моменты противостояний Солнце, Земля и внешняя планета выстраиваются в ряд (угол 180), при этом на небе планета противостоит Солнцу - восходит с закатом, кульминирует в полночь и заходит с восходом Солнца (видна всю ночь). Кроме того в моменты противостояний, расстояние до планеты оказывается минимальным, при максимальном видимом размере и блеске. Чем ближе орбита планеты к земной, тем больше меняется расстояние до неё, а вместе с тем блеск и размер. Особо ярко это выражено у Марса.
ответ:В настоящее время единственный достоверный отличить чёрную дыру от объекта другого типа состоит в том, чтобы измерить массу и размеры объекта и сравнить его радиус с гравитационным радиусом, который задаётся формулой
где {\displaystyle \ G}\ G — гравитационная постоянная, {\displaystyle \ M}\ M — масса объекта, {\displaystyle \ c}\ c — скорость света.
К сожалению, сегодня разрешающая телескопов недостаточна для того, чтобы различать области размером порядка гравитационного радиуса чёрной дыры. Поэтому в идентификации сверхмассивных чёрных дыр есть определённая степень допущения. Считается, что установленный верхний предел размеров этих объектов недостаточен, чтобы рассматривать их как скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр обычной массы.
Существует множество определить массу и ориентировочные размеры сверхмассивного тела, однако большинство из них основано на измерении характеристик орбит вращающихся вокруг них объектов (звёзд, радиоисточников, газовых дисков). В самом и достаточно часто встречающемся случае обращение происходит по кеплеровским орбитам, о чём говорит пропорциональность скорости вращения спутника квадратному корню из большой полуоси орбиты:
В ряде случаев, когда объекты-спутники представляют собой сплошную среду (газовый диск, плотное звёздное скопление), которая своим тяготением влияет на характеристики орбиты, радиальное распределение массы в ядре галактики получается путём решения т. н. бесстолкновительного уравнения Бернулли.
27 июля 2018 года наступит великое противостояние Марса, которое имеет место лишь раз в 15 -17 лет. Но самое интересное, что это противостояние совпадет с полным лунным затмением, к тому же самым продолжительным затмением в 21 веке
Статья впервые опубликована в журнале "Небосвод" за январь 2018 года
Автор статьи Боровской Антон, г. Белгород
Наступает год Великого противостояния Марса! Такое событие случается раз в 15-17 лет, Земля приблизится к Красной планете на наименьшее с 2003 года расстояние - 58 млн. км.
В моменты противостояний Солнце, Земля и внешняя планета выстраиваются в ряд (угол 180), при этом на небе планета противостоит Солнцу - восходит с закатом, кульминирует в полночь и заходит с восходом Солнца (видна всю ночь). Кроме того в моменты противостояний, расстояние до планеты оказывается минимальным, при максимальном видимом размере и блеске. Чем ближе орбита планеты к земной, тем больше меняется расстояние до неё, а вместе с тем блеск и размер. Особо ярко это выражено у Марса.
ответ:В настоящее время единственный достоверный отличить чёрную дыру от объекта другого типа состоит в том, чтобы измерить массу и размеры объекта и сравнить его радиус с гравитационным радиусом, который задаётся формулой
{\displaystyle \ R_{g}={2GM \over c^{2}}}\ R_{g}={2GM \over c^{2}},
где {\displaystyle \ G}\ G — гравитационная постоянная, {\displaystyle \ M}\ M — масса объекта, {\displaystyle \ c}\ c — скорость света.
К сожалению, сегодня разрешающая телескопов недостаточна для того, чтобы различать области размером порядка гравитационного радиуса чёрной дыры. Поэтому в идентификации сверхмассивных чёрных дыр есть определённая степень допущения. Считается, что установленный верхний предел размеров этих объектов недостаточен, чтобы рассматривать их как скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр обычной массы.
Существует множество определить массу и ориентировочные размеры сверхмассивного тела, однако большинство из них основано на измерении характеристик орбит вращающихся вокруг них объектов (звёзд, радиоисточников, газовых дисков). В самом и достаточно часто встречающемся случае обращение происходит по кеплеровским орбитам, о чём говорит пропорциональность скорости вращения спутника квадратному корню из большой полуоси орбиты:
{\displaystyle \ V={\sqrt {GM \over r}}}\ V={\sqrt {GM \over r}}.
В этом случае масса центрального тела находится по известной формуле
{\displaystyle \ M={V^{2}r \over G}}\ M={V^{2}r \over G}.
В ряде случаев, когда объекты-спутники представляют собой сплошную среду (газовый диск, плотное звёздное скопление), которая своим тяготением влияет на характеристики орбиты, радиальное распределение массы в ядре галактики получается путём решения т. н. бесстолкновительного уравнения Бернулли.
Объяснение: