Физика · Пробное ЕНТ

Космология: тест ЕНТ

Проверьте знания по теме «Космология» в формате тематической подготовки к ЕНТ. В тесте 20 вопросов: выберите один ответ и сразу получите объяснение.

20 вопросов4 варианта ответаПроверка сразуОбъясненияБез регистрации

Вопрос 1 из 20Правильных ответов: 0

✓

Тест завершён

Ваш результат по теме «Космология»

0 / 20

Другие тесты по физике

Подготовка к ЕНТ: Космология

Тематический тест помогает проверить не весь курс, а конкретный раздел «Космология». Такой формат удобен для повторения после урока, самостоятельной подготовки и поиска слабых мест.

Как работать с результатом

Не ограничивайтесь итоговым числом правильных ответов. Обратите внимание, какие понятия были перепутаны и почему выбранный вариант показался верным. После объяснения попробуйте своими словами сформулировать правило или физический закон или условие применения формулы.

Повторное прохождение имеет смысл после короткого повторения темы. Цель — понимать связь между физическими величинами, законами и условиями задачи, а не запоминать расположение ответов.

Космология

Связывайте наблюдения звёзд и галактик с физической моделью Вселенной

В этой теме важно понимать шкалу звёздных величин, диаграмму Герцшпрунга — Рассела, методы определения расстояний, закон Хаббла, красное смещение, реликтовое излучение, тёмную материю и тёмную энергию.

01 Опишите звезду Яркость, температура, радиус и положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

02 Определите расстояние Параллакс, стандартные свечи или закон Хаббла

03 Свяжите спектр и движение Красное смещение используется для оценки скорости удаления

04 Сопоставьте наблюдение с моделью Реликтовое излучение, расширение, тёмная материя и тёмная энергия

Звёздные величины и расстояния

Видимая звёздная величина характеризует наблюдаемую яркость объекта, а абсолютная — ту яркость, которую он имел бы на стандартном расстоянии 10 парсек.

d = \frac{1}{p}

m - M = 5 \lg (\frac{d}{10 пк})

Чем больше годичный параллакс, тем ближе звезда. На шкале звёздных величин меньшему числу соответствует более яркий объект.

Температура, радиус и светимость звезды

Цвет и спектр связаны с температурой поверхности. Для приближённой модели абсолютно чёрного тела максимум спектра задаёт температуру, а светимость зависит от площади поверхности и температуры.

λ_{max} T = b

L = 4 π R^{2} σ T^{4}

F = \frac{L}{4 π d^{2}}

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Главная последовательность Основная стадия жизни большинства звёзд, когда в центральной области идёт превращение водорода в гелий.

Красные гиганты и сверхгиганты Холоднее по поверхности, но обладают большим радиусом и высокой светимостью.

Белые карлики Горячие компактные остатки с малым радиусом и сравнительно небольшой светимостью.

Одинаковая температура не означает одинаковую светимость: звезда большего радиуса излучает больше энергии.

Эволюция звёзд

Конечная стадия зависит прежде всего от массы звезды. Звёзды солнечного типа заканчивают эволюцию белыми карликами, а более массивные могут пережить взрыв сверхновой.

Белый карлик Компактный остаток звезды малой или средней массы.

Нейтронная звезда Очень плотный остаток ядра массивной звезды после коллапса.

Чёрная дыра Может образоваться, если гравитационный коллапс массивного остатка не удаётся остановить.

Красное смещение и закон Хаббла

Для сравнительно небольших красных смещений скорость удаления можно оценивать через доплеровское приближение, а расстояние — через линейный закон Хаббла.

z = \frac{λ_{набл} - λ_{0}}{λ_{0}}

v \approx c z

v = H_{0} r

Линейную связь скорости с расстоянием применяют в школьных задачах в пределах заданного приближения. Для больших красных смещений простая формула скорости уже недостаточна.

Большой взрыв и реликтовое излучение

Современная модель описывает раннюю Вселенную как горячую и плотную. При расширении излучение растягивается, а его характерная температура уменьшается.

λ \propto a

T \propto \frac{1}{a}

Реликтовое микроволновое излучение — одно из важнейших наблюдательных свидетельств горячей ранней стадии Вселенной.

Состав и эволюция Вселенной

Тёмная материя и тёмная энергия решают разные наблюдательные задачи

Тёмная материя проявляется главным образом через дополнительное гравитационное воздействие на звёзды, галактики и скопления. Тёмная энергия используется для описания ускоренного космологического расширения. Эти понятия нельзя смешивать.

t_{H} \approx \frac{1}{H_{0}}

Обратная величина постоянной Хаббла задаёт характерный временной масштаб, но точный возраст Вселенной зависит от всей истории её расширения.

Алгоритм

Как разбирать расчётное задание

Определите тип наблюдения

Спектр, параллакс, видимая яркость, температура или скорость удаления требуют разных физических связей.

Проверьте приближение

Если дано малое красное смещение, можно применять школьное приближение для скорости; если условие этого не допускает, не переносите его автоматически.

Свяжите несколько этапов

В задачах уровня B и C сначала находят промежуточную величину: температуру, светимость, скорость или расстояние, а затем используют её дальше.

Проверьте масштаб результата

Расстояния до звёзд удобно оценивать в парсеках, до галактик — в мегапарсеках, а космологические времена — в миллиардах лет.

Частые ошибки

Что особенно важно не перепутать

Видимая и абсолютная величины

Первая зависит от расстояния до объекта, вторая используется для сравнения собственной светимости объектов.

Параллакс и расстояние

Большему параллаксу соответствует меньшее расстояние, а не большее.

Красное смещение

Для далёких галактик оно связано с расширением Вселенной; его нельзя объяснять только температурой или цветом звёзд.

Тёмная материя и тёмная энергия

Тёмную материю связывают с дополнительной гравитирующей массой, тёмную энергию — с ускоренным расширением.

Постоянная Хаббла и возраст

Обратная постоянная Хаббла даёт характерный масштаб времени, но не является универсально точным возрастом Вселенной.

Поток и светимость

Наблюдаемый поток уменьшается с квадратом расстояния, даже если собственная светимость источника не меняется.