Суточное движение светил

Все светила перемещаются по небу, совершая один оборот за сутки. Связано это с вращением Земли. Однако двигаются они по-разному. Для наблюдателя, находящегося на Северном полюсе, над горизонтом находятся звезды только северного полушария неба. Они вращаются вокруг Полярной звезды и не заходят за горизонт. Наблюдатель, находящийся на Южном полюсе, видит только звезды южного полушария. На экваторе могут наблюдаться все звезды, расположенные и в северном, и в южном полушариях неба.

Звезды бывают заходящими и восходящими на данной широте места наблюдения, а также невосходящими и незаходящими. Например, в России не видны звезды созвездия Южный Крест - это созвездие, на наших широтах невосходящее. А созвездия Дракона, Малой Медведицы - незаходящие созвездия. Прохождение светила через меридиан называется кульминацией. В верхней кульминации высота светила h максимальна, в нижней кульминации - минимальна. Промежуток между кульминациями светил равен 12 часам (половине суток).

Верхняя и нижняя кульминации светил

Высота светил в верхней кульминации h = 90° - ц + д. Высота светил в нижней кульминации h = ц + д - 90°. Солнце, как и всякое другое светило, каждый день поднимается из-за горизонта в восточной стороне неба и заходит на западе. В полдень по местному времени оно достигает наибольшей высоты; нижняя кульминация случается в полночь. В полярных областях Солнце летом не заходит за горизонт, и его нижнюю кульминацию можно наблюдать. В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца то сокращается, то увеличивается. Наименьшим он будет в день зимнего солнцестояния (приблизительно 22 декабря), наибольшим - в день летнего солнцестояния (приблизительно 22 июня). В дни весеннего и осеннего равноденствий (соответственно 21 марта и 23 сентября) продолжительность дня равна продолжительности ночи, т.к. Солнце находится на небесном экваторе: оно восходит в точке востока и заходит в точке запада.

Из-за вращения Земли все светила и воображаемые точки на небесной сфере делают в течение суток один полный оборот вокруг оси мира. Каждое светило перемещается по своей суточной параллели, удалённой от небесного экватора на величину склонения. Вращение происходит с востока на запад или, если смотреть на небесную сферу снаружи со стороны северного полюса мира, по часовой стрелке.

На рис. 1.6 показана суточная параллель произвольно выбранного светила (σ) . Рассмотрим прохождение этим светилом через основные круги в течение суток. В точке а светило переходит из подгоризонтной части сферы в надгоризонтную. Пересечение светилом истинного горизонта называется истинным восходом или заходом. Таким образом, в точке (а) светило восходит , а в точке (е) заходит. В точке (в) светило пересекает восточную часть первого вертикала, а в точке (d ) – западную.

В точке (с) светило пересекает полуденную часть меридиана наблюда теля . Пересечение светилом меридиана наблюдателя называется кульминацией светила. В течение суток наблюдается две кульминации: верхняя в точке с и нижняя в точке (f ) , когда светило пересекает полуночную часть меридиана наблюдателя.

Проследим четверти горизонта, по которым проходит светило в течение суток. Светило взошло на северо-востоке, затем пересекает восточную часть первого вертикала и попадает в юго-восточную часть небесной сферы, затем кульминирует и попадает в юго-западную часть, потом пересекает западную часть первого вертикала и попадает в последнюю, северо-западную часть сферы, где и заходит. После нижней кульминации светило попадает опять в северо-восточную часть сферы и всё повторяется.

Таким образом, у светила на рис. 1.6 происходит такая смена наименований четвертей азимута: NE , SE , SW , NW .

Но не у всех светил происходит такая смена наименований азимута. У рассмотренного светила

склонение было одноимённо с широтой. Если бы склонение было южным, светило восходило бы на юго-востоке и после кульминации заходило бы на юго-западе . Мало того, светила могут быть так расположены на небесной сфере, что их суточные параллели вообще не будут пересекать истинный горизонт, т.е. могут быть невосходящие и незаходящие светила .

Рассмотрим рис. 1.7. На нем небесная сфера спроектирована на плоскость меридиана наблюдателя. Небесный экватор показан прямой QQ ,\ первый вертикал совпадает с отвесной линией, а точки востока и запада совпадают с центром сферы и на чертеже не обозначены. Суточные парал­лели показаны прямыми, параллельными линии небесного экватора QQ ‘.

Светила 1 и 2 незаходящие, светило 5 невосходящее. Светила 3 и 4 восходят и заходят, но у светила 3 склонение одноимённо с широтой и оно большую часть суток находится над горизонтом, а у светила 4 склонение разноимённо с широтой и оно большую часть суток находится под горизонтом.

На рис. 1.7 видно, что, если бы склонение светила 3 равнялось бы дуге NQ ‘, равной 90°- φ , то его суточная параллель касалась бы истинного горизонта в точке N. Таким образом, условием для того, чтобы светило восходило и заходило , является требование 8< 90°- φ . Отсюда следует, что для незаходящих светил 8 > 90°- φ , причём φ и 8 одноимённы .

Для невосходящих светил 8 > 90°- φ , причём φ и 8 разноимённы.

- 8 = φ и одноимённы, светило проходит через зенит;

- 8 = φ и разноимённы, светило проходит через надир;

- 8 < φ и одноимённы, светило пересекает первый вертикал над горизонтом;

- 8 < φ и разноимённы, светило пересекает первый вертикал под горизонтом;

- 8 > φ светило не пересекает первый вертикал.

Если светило не пересекает первый вертикал, то оно находится всего в двух четвертях горизонта, как, например, светило 1. После кульминации такое светило достигает максимального азимута и затем снова подходит к меридиану наблюдателя, к другой кульминации. Положение светила, когда оно максимально удалено по азимуту от меридиана наблюдателя, называется элонгацией. В течение суток светило проходит две элонгации -восточную и западную.

Во время верхней кульминации светила 3 (рис. 1.7) его высота равна дуге Sk . Высота светила в меридиане наблюдателя называется меридиональной высотой и обозначается «Н». На рис. 1.7 видно, что дуга Sk складывается из дуги SQ , которая равна 90°- φ и дуги Qk , которая равна склонению светила.

Таким образом, Н = 90° ~ φ + 8, откуда получим, учитывая, что 90°-H= z,:

φ = z +8 (1.3)

По формуле (1.3) определяется широта по меридиональной высоте Солнца, что будет подробно описано в разделе 3.6.

Рассмотрим теперь характер изменения координат светила из-за суточного вращения небесной сферы.

На рис. 1.6 видно, что склонение в течение суток остается постоянным . Поскольку точка Овна участвует в суточном вращении небесной сферы, то и прямое восхождение остается постоянным .

Часовой угол светила изменяется из-за перемещения меридиана светила, вызванного вращением небесной сферы. Поэтому часовой угол светила изменяется строго пропорционально времени .

Чтобы выяснить характер изменения высоты и азимута , надо продифференцировать формулы

(1.1) и(1.2) по t . После выполнения всех необходимых преобразований, получим:

Δ h = -cos φ sinA Δ t (1.4)

Δ A=- ( sin φ -cos φ tgh cosA) Δ t (1.5)

Эти формулы дают возможность, задавая экстремальные значения аргументам тригонометрических функций (0° или 90°), находить изменения высоты и азимута.

Анализ формулы (1.4) показывает, что минимально (Δ h = 0) изме нение высоты происходит на меридиане наблюдателя, во время кульминации и для наблюдателя на полюсе.

На рис. 1.8 видно, что в этом случае суточные параллели располагаются параллельно горизонту и высоты равны склонениям светил.

На рис. 1.8 показано расположение суточных параллелей светил для наблюдателя на полюсе, а на рис. 1.9- для наблюдателя на экваторе.

Максимальное изменение высоты имеют светила на первом вертикале, особенно в малых широтах. как это видно на рис.1. 9

Аналогичный анализ формулы (1.5) показывает, что максимально азимут изменяется вблизи меридиана наблюдателя и минимально – около первого вертикала.

Для наблюдателя на полюсе Δ A = Δ t , т.е. азимут изменяется равномерно, пропорционально времени Для наблюдателя в малых широтах, осо бенно при больших высотах светил, азимут изменяется крайне неравномерно, когда за несколько минут он может измениться на несколько десятков градусов. Этим обстоятельством пользуются при определении места судна по Солнцу в тропиках.

На рис. 1.9 видно, что у светила 2 азимут после восхода долгое время остается около 90°. Потом около кульминации он резко меняется и до захода остается около 270°.

Анализ рис. 1.8 показывает, что на полюсе половина звезд незаходящие, половина – невосходящие. Альмукантарата совпадают с параллелями и h = 8

Для наблюдателя на экваторе (рис. 1.9) все звезды восходящие и заходящие. Ни одно светило не пересекает первый вертикал, т.е. каждое светило бывает только в двух четвертях горизонта. Суточные параллели расположены перпендикулярно к горизонту и светила, в том числе и Солнце, его быстро проходят. Это означает, что сумерки в тропиках очень непродолжительны и определение места судна по звездам (а оно возможно только в сумерки, когда видны и звезды, и горизонт), должно быть хорошо организовано и проведено быстро.

Вопросы.

1. Видимое движение светил как следствие их собственного движения в пространстве, вращения Земли и её обращения вокруг Солнца.
2. Принципы определения географических координат по астрономическим наблюдениям (П. 4 стр. 16).
3. Причины смены фаз Луны, условия наступления и периодичность Солнечных и Лунных затмений (П. 6 пп 1,2).
4. Особенности суточного движения Солнца на различных широтах в различное время года (П.4 пп 2, П. 5).
5. Принцип работы и назначение телескопа (П. 2).
6. Способы определения расстояний до тел Солнечной системы и их размеров (П. 12).
7. Возможности спектрального анализа и внеатмосферных наблюдений для изучения природы небесных тел (П. 14, «Физика» П. 62).
8. Важнейшие направления и задачи исследования и освоения космического пространства.
9. Закон Кеплера, его открытие, значение, границы применимости (П. 11).
10. Основные характеристики планет Земной группы, планет-гигантов (П. 18, 19).
11. Отличительные особенности Луны и спутников планет (П. 17-19).
12. Кометы и астероиды. Основные представления о происхождении Солнечной системы (П. 20, 21).
13. Солнце как типичная звезда. Основные характеристики (П. 22).
14. Важнейшие проявления Солнечной активности. Их связь с географическими явлениями (П. 22 пп 4).
15. Способы определения расстояний до звёзд. Единицы расстояний и связь между ними (П. 23).
16. Основные физические характеристики звёзд и их взаимосвязь (П. 23 пп 3).
17. Физический смысл закона Стефана-Больцмана и его применение для определения физических характеристик звёзд (П. 24 пп 2).
18. Переменные и нестационарные звёзды. Их значение для изучения природы звёзд (П. 25).
19. Двойные звёзды и их роль в определении физических характеристик звёзд.
20. Эволюция звёзд, её этапы и конечные стадии (П. 26).
21. Состав, структура и размер нашей Галактики (П. 27 пп 1).
22. Звёздные скопления, физическое состояние межзвёздной среды (П. 27 пп 2, П. 28).
23. Основные типы галактик и их отличительные особенности (П. 29).
24. Основы современных представлений о строении и эволюции Вселенной (П. 30).

Практические задания.

1. Задание по звёздной карте.
2. Определение географической широты.
3. Определение склонения светила по широте и высоте.
4. Вычисление размеров светила по параллаксу.
5. Условия видимости Луны (Венеры, Марса) по данным школьного астрономического календаря.
6. Вычисление период обращения планет на основании 3-го закона Кеплера.

Ответы.

Билет № 1. Земля совершает сложные движения: вращается вокруг своей оси (Т=24 ч.), движется вокруг Солнца (Т=1 год), вращается вместе с Галактикой (Т= 200 тыс. лет). Отсюда видно, что все наблюдения, совершаемые с Земли, отличаются кажущимися траекториями. Планеты делятся на внутренние и внешние (внутренние: Меркурий, Венера; внешние: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Все эти планеты обращаются так же, как и Земля вокруг Солнца, но, благодаря движению Земли, можно наблюдать петлеобразное движение планет (календарь стр. 36). Благодаря сложному движению Земли и планет возникают различные конфигурации планет.

Кометы и метеоритные тела движутся по эллиптическим, параболическим и гиперболическим траекториям.

Билет № 2. Существует 2 географические координаты: географическая широта и географическая долгота. Астрономия как практическая наука позволяет находить эти координаты (рисунок «высота светила в верхней кульминации»). Высота полюса мира над горизонтом равна широте места наблюдения. Можно определить широту места наблюдения по высоте светила в верхней кульминации (Кульминация - момент прохождения светила через меридиан) по формуле:

h = 90° - j + d,

где h - высота светила, d - склонение, j - широта.

Географическая долгота - это вторая координата, отсчитывается от нулевого Гринвичского меридиана к востоку. Земля разделена на 24 часовых пояса, разница во времени - 1 час. Разница местных времён равна разнице долгот:

l м - l Гр = t м - t Гр

Местное время - это солнечное время в данном месте Земли. В каждой точке местное время различно, поэтому люди живут по поясному времени, т. е. по времени среднего меридиана данного пояса. Линия изменения даты проходит на востоке (Берингов пролив).

Билет № 3. Луна движется вокруг Земли в ту же сторону, в какую Земля вращается вокруг своей оси. Отображением этого движения, как мы знаем, является видимое перемещение Луны на фоне звёзд навстречу вращению неба. Каждые сутки Луна смещается к востоку относительно звёзд примерно на 13°, а через 27,3 сут возвращается к тем же звёздам, описав на небесной сфере полный круг.

Видимое движение Луны сопровождается непрерывным изменением её вида - сменой фаз. Происходит это оттого, что Луна занимает различные положения относительно освещающего её Солнца и Земли.

Когда Луна видна нам как узкий серп, остальная часть её диска тоже слегка светится. Это явление называется пепельным светом и объясняется тем, что Земля освещает ночную сторону Луны отражённым солнечным светом.

Земля и Луна, освещённые Солнцем, отбрасывают конусы тени и конусы полутени. Когда Луна попадает в тень Земли полностью или частично происходит полное или частное затмение Луны. С Земли оно видно одновременно повсюду, где Луна над горизонтом. Фаза полного затмения Луны продолжается, пока Луна не начнёт выходить из земной тени, и может длиться до 1 ч 40 мин. Солнечные лучи, преломляясь в атмосфере Земли, попадают в конус земной тени. При этом атмосфера сильно поглощает голубые и соседние с ними лучи, а пропускает внутрь конуса преимущественно красные. Вот почему Луна при большой фазе затмения окрашивается в красноватый свет, а не пропадает совсем. Лунные затмения бывают до трёх раз в году и, конечно, только в полнолуние.

Солнечное затмение как полное видно только там, где на Землю падает пятно лунной тени, диаметр пятна не превышает 250 км. Когда Луна перемещается по своей орбите, её тень движется по Земле с запада на восток, вычерчивая последовательно узкую полосу полного затмения. Там, где на Землю падает полутень Луны, наблюдается частное затмение Солнца.

Вследствие небольшого изменения расстояний Земли от Луны и Солнца видимый угловой диаметр бывает то немного больше, то немного меньше солнечного, то равен ему. В первом случае полное затмение Солнца длится до 7 мин 40 с, во втором - Луна вообще не закрывает Солнца целиком, а в третьем - только одно мгновение.

Солнечных затмений в году может быть от 2 до 5, в последнем случае непременно частных.

Билет № 4. В течение года Солнце движется по эклиптике. Эклиптика проходит через 12 зодиакальных созвездий. В течение суток Солнце, как обычная звезда, движется параллельно небесному экватору
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Такое изменение склонения вызвано наклоном земной оси к плоскости орбиты.

На широте тропиков Рака (Южный) и Козерога (Северный) Солнце бывает в зените в дни летнего и зимнего солнцестояния.

На Северном полюсе Солнце и звёзды не заходят в период с 21 марта по 22 сентября. 22 сентября начинается полярная ночь.

Билет № 5. Телескопы бывают двух видов: телескоп-рефлектор и телескоп-рефрактор (рисунки).

Помимо оптических телескопов существуют радиотелескопы, которые представляют собой устройства, регистрирующие излучение космоса. Радиотелескоп представляет собой параболическую антенну, диаметром около 100 м. В качестве ложа для антенны употребляют естественные образования, такие как кратеры или склоны гор. Радиоизлучение позволяет исследовать планеты и звёздные системы.

Билет № 6. Горизонтальным параллаксом называют угол, под которым с планеты виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения.

p² - параллакс, r² - угловой радиус, R - радиус Земли, r - радиус светила.

Сейчас для определения расстояния до светил используют методы радиолокации: посылают радиосигнал на планету, сигнал отражается и фиксируется приёмной антенной. Зная время прохождения сигнала определяют расстояние.

Билет № 7. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной. Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения. Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. С помощью спектрального анализа определили химический состав звёзд, комет, галактик и тел солнечной системы, т. к. в спектре каждая линия или их совокупность характерна для какого-нибудь элемента. По интенсивности спектра можно определить температуру звёзд и других тел.

По спектру звёзды относят к тому или иному спектральному классу. По спектральной диаграмме можно определить видимую звёздную величину звезды, а далее пользуясь формулами:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4(5 - M)

найти абсолютную звёздную величину, светимость, а значит и размер звезды.

Используя формулу Доплера

Создание современных космических станций, кораблей многоразового использования, а также запуск космических кораблей к планетам («Вега», «Марс», «Луна», «Вояджер», «Гермес») позволили установить на них телескопы, черех которые можно наблюдать эти светила вблизи без атмосферных помех.

Билет № 8. Начало космической эры положено трудами русского учёного К. Э. Циолковского. Он предложил использовать реактивные двигатели для освоения космического пространства. Он впервые предложил идею использования многоступенчатых ракет для запусков космических кораблей. Россия была пионером в этом замысле. Первый искусственный спутник Земли был запущен 4 октября 1957 г., первый облёт Луны с получением фотографий - 1959 г., первый полёт человека в космос - 12 апреля 1961 г. Первый полёт на Луну американцев - 1964 г., запуск космических кораблей и космических станций.

1. Научные цели:

• пребывание человека в космосе;
• исследование космического пространства;
• отработка технологий космических полётов;

1. Военные цели (защита от ядерного нападения);
2. Телекоммуникации (спутниковая связь, осуществляемая с помощью спутников связи);
3. Прогнозы погоды, предсказание стихийных бедствий (метео-спутники);
4. Производственные цели:

• поиск полезных ископаемых;
• экологический мониторинг.

Билет № 9. Заслуга открытия законов движения планет принадлежит выдающемуся учёному Иоганну Кеплеру.

Первый закон. Каждая планета обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон. (закон площадей). Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади. Из этого закона следует, что скорость планеты при движении её по орбите тем больше, чем ближе она к Солнцу.

Третий закон. Квадраты звёздных периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Этот закон позволил установить относительные расстояния планет от Солнца (в единицах большой полуоси земной орбиты), поскольку звёздные периоды планет уже были вычислены. Большую полуось земной орбиты принята за астрономическую единицу (а. е.) расстояний.

Билет № 10. План:

1. Перечислить все планеты;
2. Подразделение (планеты земной группы: Меркурий, Марс, Венера, Земля, Плутон; и планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун);
3. Рассказать об особенностях этих планет исходя из табл. 5 (стр. 144);
4. Указать основные особенности этих планет.

Билет № 11 . План:

1. Физические условия на Луне (размер, масса, плотность, температура);

Луна меньше Земли по массе в 81 раз, средняя её плотность 3300 кг/м 3 , т. е. меньше, чем у Земли. На Луне нет атмосферы, только разреженная пылевая оболочка. Огромные перепады температуры лунной поверхности от дня к ночи объясняются не только отсутствием атмосферы, но и продолжительностью лунного дня и лунной ночи, которая соответствует двум нашим неделям. Температура в подсолнечной точке Луны достигает + 120°С, а в противоположной точке ночного полушария - 170°С.

1. Рельеф, моря, кратеры;
2. Химические особенности поверхности;
3. Наличие тектонической деятельности.

Спутники планет:

1. Марс (2 небольших спутника: Фобос и Деймос);
2. Юпитер (16 спутников, самые известные 4 галлилеевых спутника: Европа, Каллисто, Ио, Ганимед; на Европе обнаружен океан воды);
3. Сатурн (17 спутников, особо известен Титан: имеет атмосферу);
4. Уран (16 спутников);
5. Нептун (8 спутников);
6. Плутон (1 спутник).

Билет № 12. План:

1. Кометы (физическая природа, строение, орбиты, типы), наиболе известные кометы:

• комета Галлея (Т = 76 лет; 1910 - 1986 - 2062);
• комета Энка;
• комета Хиякутаки;

1. Астероиды (малые планеты). Наиболее известные Церера, Веста, Паллада, Юнона, Икар, Гермес, Аполлон (всего более 1500).

Исследование комет, астероидов, метеорных потоков показало, что все они имеют одинаковую физическую природу и одинаковый химический состав. Определение возраста Солнечной системы говорит о том, что Солнце и планеты имеют примерно один возраст (около 5,5 млрд. лет). По теории возникновения Солнечной системы академика О. Ю. Шмидта Земля и планеты возникли из газо-пылевого облака, которое вследствие закона всемирного тяготения было схвачено Солнцем и вращалось в том же направлении, что и Солнце. Постепенно в этом облаке формировались сгущения, которые дали начало планетам. Свидетельством того, что планеты образовались из таких сгущений является выпадение метеоритов на Землю и на другие планеты. Так в 1975 г. было отмечено падение кометы Вахмана-Штрассмана на Юпитер.

Билет № 13. Солнце - ближайшая к нам звезда, у которой в отличие от всех других звёзд мы можем наблюдать диск и при помощи телескопа изучать на нём мелкие детали. Солнце - типичная звезда, а потому его изучение помогает понять природу звёзд вообще.

Масса Солнца в 333 тыс. раз больше массы Земли, мощность полного излучения Солнца составляет 4 * 10 23 кВт, эффективная температура - 6000 К.

Как и все звёзды Солнце - раскалённый газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия, 1-2% массы Солнца приходится на другие более тяжёлые элементы.

На Солнце вещество сильно ионизировано, т. е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизированного газа - плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества 1400 кг/м 3 . Однако, это среднее число, и плотность в наружних слоях несоизмеримо меньше, а в центре в 100 раз больше.

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создаётся огромное давление, которое в центре достигает 2 * 10 8 Па, при температуре около 15 млн К.

При таких условиях ядра атомов водорода имеют очень высокие скорости и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатической силы отталкивания. Некоторые столкновения заканчиваются ядерными реакциями, при которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество теплоты.

Поверхность солнца (фотосфера) имеет гранулярную структуру, т. е. состоит из «зёрнышек» размером в среднем около 1000 км. Грануляция является следствием движения газов, в зоне, расположенной по фотосферой. Временами в отдельных областях фотосферы тёмные промежутки между пятнами увеличиваются, и образуются большие тёмные пятна. Наблюдая солнечные пятна в телескоп Галилей заметил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси, с периодом 25 сут. на экваторе и 30 сут. вблизи полюсов.

Пятна - непостоянные образования, чаще всего появляются группами. Вокруг пятен иногда видны почти незаметные светлые образования, которые называют факелами. Главной особенностью пятен и факелов является присутствие магнитных полей с индукцией, достигающей 0,4-0,5 Тл.

Билет № 14. Проявление солнечной активности на Земле:

1. Солнечные пятна являются активным источником электромагнитного излучения, вызывающего так называемые «магнитные бури». Эти «магнитные бури» влияют на теле- и радиосвязь, вызывают мощные полярные сияния.
2. Солнце излучает следующие виды излучения: ультрафиолетовое, рентгеновское, инфракрасное и космические лучи (электроны, протоны, нейтроны и тяжёлые частицы адроны). Эти излучения почти целиком задерживаются атмосферой Земли. Вот почему следует сохранять атмосферу Земли в нормальном состоянии. Периодически появляющиеся озоновые дыры пропускают излучение Солнца, которое достигает земной поверхности и пагубно влияет на органическую жизнь на Земле.
3. Солнечная активность проявляется через каждые 11 лет. Последний максимум солнечной активности был в 1991 году. Ожидаемый максимум - 2002 год. Максимум солнечной активности означает наибольшее количество пятен, излучения и протуберанцев. Давно установлено, что изменение солнечной активности Солнце влияет на следующие факторы:

• эпидемиологическую обстановку на Земле;
• количество разного рода стихийных бедствий (тайфуны, землетрясения, наводнения и т. д.);
• на количество автомобильных и железнодорожных аварий.

Максимум всего этого приходится на годы активного Солнца. Как установил учёный Чижевский, активное Солнце влияет на самочувствие человека. С тех пор составляются периодические прогнозы самочувствия человека.

Билет № 15. Радиус земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звёзд и расстояния до них. Поэтому пользуются годичным параллаксом вместо горизонтального.

Годичным параллаксом звезды называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты, если она перпендикулярна лучу зрения.

a - большая полуось земной орбиты,

p - годичный параллакс.

Также используется единица расстояния парсек. Парсек - расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения видна под углом 1².

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е. = 3 * 10 11 км.

Измерением годичного параллакса можно надёжно установить расстояние до звёзд, находящихся не далее 100 парсек или 300 св. лет.

Билет № 16. Звёзды классифицируются по следующим параметрам: размеры, цвет, светимость, спектральный класс.

По размерам звёзды делятся на звёзды-карлики, средние звёзды, нормальные звёзды, звёзды гиганты и звёзды-сверхгиганты. Звёзды-карлики - спутник звезды Сириус; средние - Солнце, Капелла (Возничий); нормальные (t = 10 тыс. К) - имеют размеры между Солнцем и Капеллой; звёзды-гиганты - Антарес, Арктур; сверхгиганты - Бетельгейзе, Альдебаран.

По цвету звёзды делятся на красные (Антарес, Бетельгейзе - 3000 К), жёлтые (Солнце, Капелла - 6000 К), белые (Сириус, Денеб, Вега - 10000 К), голубые (Спика - 30000 К).

По светимости звёзды классифицируют следующим образом. Если принять светимость Солнца за 1, то звёзды белые и голубые имеют светимость в 100 и 10 тыс. раз больше светимости Солнца, а красные карлики - в 10 раз меньше светимости Солнца.

По спектру звёзды подразделяют на спектральные классы (см. таблицу).

Условия равновесия: как известно, звёзды являются единственными объектами природы, внутри которых происходят неуправляемые термоядерные реакции синтеза, которые сопровождаются выделением большого количества энергии и определяют температуру звёзд. Большинство звёзд находятся в стационарном состоянии, т. е. не взрываются. Некоторые звёзды взрываются (так называемые новые и сверхновые звёзды). Почему же в основном звёзды находятся в равновесии? Сила ядерных взрывов у стационарных звёзд уравновешивается силой тяготения, вот почему эти звёзды сохраняют равновесие.

Билет № 17. Закон Стефана-Больцмана определяет зависимость между излучением и температурой звёзд.

e = sТ 4 s - коэффициент, s = 5,67 * 10 -8 Вт/м 2 к 4

e - энергия излучения единицы поверхности звезды

L - светимость звезды, R - радиус звезды.

С помощью формулы Стефана-Больцмана и закона Вина определяют длину волны, на которую приходится максимум излучения:

l max T = b b - постоянная Вина

Можно исходить из обратного, т. е. с помощью светимости и температуры определять размеры звёзд.

Билет № 18. План:

1. Цефеиды
2. Новые звёзды
3. Сверхновые звёзды

Билет № 19. План:

1. Визуально двойные, кратные
2. Спектрально-двойные
3. Затменно-переменные звёзды

Билет № 20. Существуют разные типы звёзд: одиночные, двойные и кратные, стационарные и переменные, звёзды-гиганты и звёзды-карлики, новые и сверхновые. Существуют ли в этом многообразии звёзд, в кажущемся их хаосе закономерности? Такие закономерности, несмотря на разные светимости, температуры и размеры звёзд, существуют.

1. Установлено, что с увеличением массы растёт светимость звёзд, причём эта зависимость определяется формулой L = m 3,9 , кроме того для многих звёзд справедлива закономерность L » R 5,2 .
2. Зависимость L от t° и цвета (диаграмма «цвет - светимость).

Чем массивнее звезда, тем быстрее выгорает основное топливо - водород, превращаясь в гелий (). Массивные голубые и белые гиганты выгорают за время 10 7 лет. Жёлтые звёзды типа Капеллы и Солнца выгорают за 10 10 лет (t Солнца = 5 * 10 9 лет). Белые и голубые звёзды, выгорая, превращаются в красные гиганты. В них происходит синтез 2С + Не ® С 2 He . С выгоранием гелия звезда сжимается и превращается в белого карлика. Белый карлик со временем превращается в очень плотную звезду, которая состоит из одних нейтронов. Уменьшение размеров звезды приводит к её очень быстрому вращению. Эта звезда как бы пульсирует, излучая радиоволны. Их называют пульсарами - конечная стадия звёзд-гигантов. Некоторые звёзды с массой значительно большей массы Солнца сжимаются настолько, что превращаются так называемые «чёрные дыры», которые, благодаря тяготению, не испускают видимого излучения.

Билет № 21. Наша звёздная система - Галактика относится к числу эллиптических галактик. Млечный путь, который мы видим, - это только часть нашей Галактики. В современные телескопы можно увидеть звёзды до 21 звёздной величины. Количество этих звёзд 2 * 10 9 , но это лишь малая часть населения нашей Галактики. Диаметр Галактики составляет примерно 100 тыс. световых лет. Наблюдая Галактику, можно заметить «раздвоение», которое вызвано межзвёздной пылью, закрывающей от нас звёзды Галактики.

Население Галактики.

В ядре Галактики много красных гигантов и короткопериодических цефеид. В ветвях дальше от центра много сверхгигантов и классических цефеид. В спиральных ветвях находятся горячие сверхгиганты и классические цефеиды. Наша Галактика вращается вокруг центра Галактики, который находится в созвездии Геркулеса. Солнечная система совершает полный оборот вокруг центра Галактики за 200 млн лет. По вращению Солнечной системы можно определить примерную массу Галактики - 2 * 10 11 m Земли. Звёзды принято считать неподвижными, но на самом деле звёзды движутся. Но поскольку мы значительно удалены от них, то это движение можно наблюдать только в течение тысячелетий.

Билет № 22. В нашей Галактике помимо одиночных звёзд существуют звёзды, которые объединяются в скопления. Различают 2 вида звёздных скоплений:

1. Рассеянные звёздные скопления, например звёздное скопление Плеяды в созвездиях Тельца и Гиады. Простым глазом в Плеядах видно, 6 звёзд, если же посмотреть в телескоп, то видна россыпь звёзд. Размер рассеянных скоплений - несколько парсек. Рассеянные звёздные скопления состоят из сотен звёзд главной последовательности и сверхгигантов.
2. Шаровые звёздные скопления имеют размеры до 100 парсек. Для этих скоплений характерны короткопериодические цефеиды и своеобразная звёздная величина (от -5 до +5 единиц).

Русский астроном В. Я. Струве открыл, что существует межзвёздное поглощение света. Именно межзвёздное поглощение света ослабляет яркость звёзд. Межзвёздная среда заполнена космической пылью, которая образует так называемые туманности, например, тёмные туманности Большие Магеллановы облака, Конская Голова. В созвездии Ориона существует газопылевая туманность, которая светится отражённым светом ближайших звёзд. В созвездии Водолея существует Большая Планетарная туманность, образовавшаяся в результате выброса газа ближайшими звёздами. Воронцов-Вельяминов доказал, что выброс газов звёздами-гигантами достаточен для образования новых звёзд. Газовые туманности образуют слой в Галактике толщиной в 200 парсек. Они состоят из H, He, OH, CO, CO 2 , NH 3 . Нейтральный водород излучает длину волны 0,21 м. По распределению этого радиоизлучение определяют распределение водорода в Галактике. Кроме того в Галактике есть источники тормозного (рентгеновского) радиоизлучения (квазары).

Билет № 23. Вильям Гершель в XVII веке нанёс на звёздную карту очень много туманностей. Впоследствии оказалось, что это гигантские галактики, которые находятся за пределами нашей Галактики. С помощью цефеид американский астроном Хаббл доказал, что ближайшая к нам галактика М-31, находится на расстоянии 2 млн световых лет. В созвездии Вероники обнаружено около тысячи таких галактик, удалённых от нас на миллионы световых лет. Хаббл доказал, что в спектрах галактик есть красное смещение. Это смещение тем больше, чем дальше от нас галактика. Иначе говоря, чем дальше галактика, тем её скорость удаления от нас больше.

V удаления = D * H H - постоянная Хаббла, D - смещение в спектре.

Модель расширяющейся вселенной на основании теории Эйнштейна подтвердил русский учёный Фридман.

Галактики по типу бывают неправильные, эллиптические и спиральные. Эллиптические галактики - в созвездии Тельца, спиральная галактика - наша, туманность Андромеды, неправильная галактика - в Магеллановых облаках. Помимо видимых галактик в звёздных системах существуют так называемые радиогалактики, т. е. мощные источники радиоизлучения. На месте этих радиогалактик нашли небольшие светящиеся объекты, красное смещение которых настолько велико, что они, очевидно, удалены от нас на миллиарды световых лет. Их назвали квазарами, потому что их излучение иногда мощнее, чем излучение целой галактики. Возможно, что квазары - это ядра очень мощных звёздных систем.

Билет № 24. Последний звёздный каталог содержит более 30 тыс. галактик ярче 15 звёздной величины, а при помощи сильного телескопа можно сфотографировать сотни миллионов галактик. Всё это вместе с нашей Галактикой образует так называемую метагалактику. По своим размерам и количеству объектов метагалактика бесконечна, она не имеет ни начала, ни конца. По современным представлениям в каждой галактике происходит вымирание звёзд и целых галактик, равно как и возникновение новых звёзд и галактик. Наука, изучающая нашу Вселенную как единое целое, называется космологией. По теории Хаббла и Фридмана наша вселенная, учитывая общую теорию Эйнштейна, такая Вселенная расширяется примерно 15 млрд лет назад ближайшие галактики были ближе к нам, чем сейчас. В каком-то месте пространства возникают новые звёздные системы и, учитывая формулу Е = mc 2 , поскольку можно говорить о том, что поскольку массы и энергии эквивалентны, то взаимное превращение их друг в друга представляет собой основу материального мира.

ГАПОУ НСО «Барабинский медицинский колледж»

Тема:

« Звезды и созвездия. Небесные координаты и звездные карты. Видимое движение звезд на различных географических широтах »

Преподаватель: Вашурина Т. В. Барабинск, 2019

Цели учебного занятия:

• Учебные цели: сформировать понимание сущности повседневно наблюдаемых и редких астрономических явлений, ознакомление с научными методами и историей изучения Вселенной, получение представления о действии во Вселенной физических законов, открытых в земных условиях, и единстве мегамира и микромира, осознание своего места в Солнечной системе и Галактике через изучение понятий: созвездие, высота и кульминация звезд и Солнца, эклиптика, местное, поясное, летнее и зимнее время; объяснение необходимости введения високосных лет и нового календарного стиля. Овладение умениями проводить наблюдения за наиболее яркими звездами и созвездиями. Способствовать формированию умения организовывать собственную деятельность, выбирать типовые методы и способы выполнения упражнений (ОК2).

ФРОНТАЛЬНЫЙ ОПРОС ЧТО ИЗУЧАЕТ АСТРОНОМИЯ. ЗНАЧЕНИЕ АСТРОНОМИИ.

ФРОНТАЛЬНЫЙ ОПРОС ЭТАПЫ РАЗВИТИЯ АСТРОНОМИИ. СВЯЗЬ АСТРОНОМИИ C ДРУГИМИ НАУКАМИ.

ФРОНТАЛЬНЫЙ ОПРОС СТРУКТУРА И МАСШТАБЫ ВСЕЛЕННОЙ. ОСОБЕННОСТИ АСТРОНОМИИ И ЕЕ МЕТОДОВ .

ФРОНТАЛЬНЫЙ ОПРОС ТЕЛЕСКОПЫ. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ТЕЛЕСКОПОВ.

ФРОНТАЛЬНЫЙ ОПРОС ЗНАЧЕНИЕ НАУКИ В НАРОДНОМ ХОЗЯЙСТВЕ.

Созвездия – определенные участки звездного неба, разделенные между собой строго установленными границами.

Названия созвездий и их границы были установлены решениями Международного астрономического союза в 1922-1935 гг. Впредь решено было эти границы и названия 88 выделенных созвездий считать неизменными.

СОЗВЕЗДИЯ – ОПРЕДЕЛЕННЫЕ УЧАСТКИ ЗВЕЗДНОГО НЕБА, РАЗДЕЛЕННЫЕ МЕЖДУ СОБОЙ СТРОГО УСТАНОВЛЕННЫМИ ГРАНИЦАМИ. НАЗВАНИЯ СОЗВЕЗДИЙ И ИХ ГРАНИЦЫ БЫЛИ УСТАНОВЛЕНЫ РЕШЕНИЯМИ МЕЖДУНАРОДНОГО АСТРОНОМИЧЕСКОГО СОЮЗА В 1922-1935 ГГ. ВПРЕДЬ РЕШЕНО БЫЛО ЭТИ ГРАНИЦЫ И НАЗВАНИЯ 88 ВЫДЕЛЕННЫХ СОЗВЕЗДИЙ СЧИТАТЬ НЕИЗМЕННЫМИ.

СУТОЧНОЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД НА ПОЛЮСАХ ЗЕМЛИ

На полюсах ось мира совпадает с отвесной линией, а небесный экватор – с горизонтом. На Северном полюсе Полярная звезда видна близ зенита, а над горизонтом находятся только звезды Северного полушария небесной сферы (с положительным склонением). На Южном полюсе видны только звезды с отрицательным склонением. На обоих полюсах, двигаясь из-за вращения Земли параллельно небесному экватору, звезды остаются на неизменной высоте, не восходят и не заходят.

СУТОЧНОЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В СРЕДНИХ ШИРОТАХ

При перемещении с Северного полюса в средние широты, высота Полярной звезды над горизонтом будет постепенно уменьшаться, одновременно угол между плоскостями горизонта и небесного экватора будет увеличиваться. В средних широтах лишь часть звезд Северного полушария небесной сферы никогда не заходит, а часть звезд Южного полушария никогда не восходит.

φ, то верхняя кульминация будет происходить над северным горизонтом на высоте: h = 90 0 + ϕ - δ. " width="640"

ВЫСОТА СВЕТИЛА В КУЛЬМИНАЦИИ

При суточном движении светила дважды пересекают небесный меридиан. Момент пересечения небесного меридиана называется кульминацией светила. В момент верхней кульминации светило достигает наибольшей высоты над горизонтом. Получена формула, связывающая высоту светила в кульминации над южным горизонтом с его склонением и географической широтой места наблюдения:

h = 90 0 – φ+ δ.

Если δ φ, то верхняя кульминация будет происходить над северным горизонтом на высоте:

h = 90 0 + ϕ - δ.

СУТОЧНОЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД НА ЭКВАТОРЕ

На экваторе, географическая широта которого 0 0 ось мира располагается в плоскости горизонта, а небесный экватор проходит через зенит. На экваторе в течение суток все светила побывают над горизонтом

ЭКВАТОРИАЛЬНЫЕ КООРДИНАТЫ  - ПРЯМОЕ ВОСХОЖДЕНИЕ (H - ЧАСЫ, M - МИНУТЫ) Δ – СКЛОНЕНИЕ ( - ГРАДУСЫ,  МИНУТЫ)

ВЫСОТА ПОЛЮСА МИРА НАД ГОРИЗОНТОМ.

Часть небесной сферы и земной шар изображены в проекции на плоскость небесного меридиана. ОР – ось мира, параллельная оси Земли; OQ –проекция части небесного экватора, параллельного экватору Земли; OZ – отвесная линия. Высота полюса мира над горизонтом h p =

φ =

РЕШЕНИЕ ЗАДАЧ

Астрономия. Разноуровневые самостоятельные работы с примерами решения задач

Л. А. Кирик стр. 10, №1-6.

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Что называется созвездием?

Перечислите известные вам созвездия.

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Как обозначаются звезды в созвездиях?

Какие координаты светила называются экваториальными?

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Меняются ли экваториальные координаты звезды в течение суток?

Какие особенности суточного движения светил позволяют использовать экваториальную систему координат?

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Почему на звездной карте не показано положение Земли?

Почему на звездной карте изображены только звезды, но нет ни Солнца, ни Луны, ни планет?

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Какое склонение – положительное или отрицательное – имеют звезды, находящиеся к центру карты ближе, чем небесный экватор?

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

В каких точках небесный экватор пересекается с линией горизонта?

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Как располагается ось мира относительно оси вращения Земли? Относительно плоскости небесного меридиана?

ВОПРОСЫ ДЛЯ ЗАКРЕПЛЕНИЯ:

Как располагаются суточные пути звезд относительно небесного экватора?

САМОСТОЯТЕЛЬНАЯ РАБОТА

Время выполнения: 5 минут

Критерии оценки:

• за 4 правильных ответа – «3» балла;
• за 5 правильных ответов – «4» балла;
• за 6 правильных ответов – «5» баллов.

ВЗАИМОПРОВЕРКА КРИТЕРИИ ОЦЕНКИ: ЗА 4 ПРАВИЛЬНЫХ ОТВЕТА – «3» БАЛЛА; ЗА 5 ПРАВИЛЬНЫХ ОТВЕТА – «4» БАЛЛА; ЗА 6 ПРАВИЛЬНЫХ ОТВЕТОВ – «5» БАЛЛОВ.

Номер задания

Ответы 1 вариант

Ответы 2 вариант

ЗАДАНИЕ ДЛЯ САМОСТОЯТЕЛЬНОЙ ВНЕАУДИТОРНОЙ РАБОТЫ СТУДЕНТОВ

Воронцов – Вельяминов Б.А., Астрономия. Базовый уровень. 11 класс: учебник / Б.А. Воронцов – Вельяминов, Е.К. Страут. 5-е изд., пересмотр. М.: Дрофа, 2018. – 238 с.: ил, 8л.цв. вкл.- (Российский учебник) с. 20-30 читать, конспект выучить. Провести наблюдения невооруженным глазом за наиболее яркими звездами и созвездиями.

Темы докладов (на выбор по желанию студента):

«Об истории возникновения названий созвездий и звезд»;

«История календаря»;

«Хранение и передача точного времени».

Критерии оценки:

• студент выучил конспект – «3» балла;
• студент прочитал параграфы и выучил конспект, не ответил на дополнительный вопрос по теме – «4» балла;
• студент выучил конспект, владеет информацией из учебника, ответил на дополнительный вопрос по теме – «5» баллов.
• Студент подготовил сообщение, соответствующий требованиям, ответил на дополнительный вопрос - «5» баллов.

СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

Астрономия Разноуровневые самостоятельные работы с примерами решения задач Л. А. Кирик [Электронный ресурс]/ M edic-03 // Режим доступа file:///D:/фильмы%20по%20физике/мед%20колледж/Разработки%20мероприятий/АСТРОНОМИЯ/Астрономия/Кирик%20Самостоятельные%20и%20контрольные%20работы%20по%20Астрономии.pdf

Воронцов – Вельяминов Б.А., Астрономия. Базовый уровень. 11 класс: учебник / Б.А. Воронцов – Вельяминов, Е.К. Страут. 5-е изд., пересмотр. М.: Дрофа, 2018. – 238 с.: ил, 8л.цв. вкл.- (Российский учебник)

Лекции по астрономии Урок 2. [Электронный ресурс]/ Infofiz // Режим доступа http://infofiz.ru/index.php/mirastr/astronomlk/501-lk2astr

Тест по теме «Звезды и созвездия. Небесные координаты и звездные карты» Электронный ресурс]/ Knowledge . allbest // Режим доступа https://knowledge.allbest.ru/physics/2c0b65635a3ac68b4d53a89421316d27_0.html

Условия прохождения светилом ха­рактерных точек . Изобразим сферу для наблюдателя в φN на плоскости мери­диана наблюдателя и нанесем суточные параллели светил C1-C7 (рис. 18) с различными склонениями. Из рис. 18 видно, что поло­жение параллели относительно горизон­та определяется соотношением δ и φ.

Условие восхода или захода светила. IδI < 90° - φ (35) Услови­ем прохождения светила через точку N является δN = 90° - φ ; через точку S - δs = 90° - φ.

Условия пересечения светилом надгоризонтальной части первого вертика­ла. δ<φ и одноименно с φ (36) Светило же С1 для которого δ > φ, не пересекает первый вертикал.

Условие прохождения светила через зенит. δ = Qz = φN, δ = φ и одноименно с φ (37) Через надир светило проходит при δ = φ и разноименных.

Кульминация светила . В момент верх­ней кульминации светило находится на меридиане наблюдателя, поэтому его t = 0°; А =180° (0°) и q = 0° (180°).Светило C4 (см. рис. 18) в верхней кульминации (Ск) имеет меридиональ­ную высоту H, склонение его δN, а дуга QS равна 90° - φ, поэтому формула для меридиональной высоты имеет вид: H = 90° - φ + δ (38) Решая эту формулу относительно φ, φ = Z +δ (39)

где Z. и δ приписываются их наименования; если они одноименны, то величины скла­дываются, если разноименны -­ вычита­ются.

Видимое годовое и суточное движение Солнца, его годовые периоды.

Помимо вращения вокруг оси, Земля, как и все планеты, обращается по эл­липтической (е = 0,0167) орбите вокруг Солнца (рис. 23) в направлении суточ­ного вращения, причем ее ось pnps на­клонена к плоскости орбиты на угол 66°33", сохраняющийся в процессе обра­щения (без учета возмущений). Движе­ние Земли по орбите происходит неравно­мерно Быстрее всего Земля движется в перигелии (точка П" на рис. 23), где v=30,3 км/с, который она проходит около 4 января; медленнее все­го - в афелии (точка А" на рис. 23), где v = 29.2 км/с, который она проходит около 4 июля Средняя орбитальная скорость 29,76 км/с у Земли бывает около равно­денствий (/ и ///). Орбитальное движе­ние вызывает изменение направлений на светила для наблюдателя, находя­щегося на поверхности Земли. Вследст­вие этого положения светил на сфере должны изменяться, т. е. светила, поми­мо суточного движения со сферой, долж­ны иметь еще и видимые, собственные движения по сфере

Движение Солнца по сфере, наблюдаемое с Земли в течение года, называется видимым го­довым движением Солнца ; оно происхо­дит в сторону суточного и орбитального движения Земли, т. е. является прямым движением. Из точек //, ///, IV на орбите Земли Солнце проектируется на сферу соответственно в точки ,(.. все эти точки лежат на общем большом круге сферы - эклиптике.

Эклиптикой называется большой круг небесной сферы, по которому проис­ходит видимое годовое движение Солн­ца. Плоскость этого круга совпадает (или параллельна) с плоскостью орбиты Зем­ли, поэтому эклиптика представляет про­екцию орбиты Земли на небесную сферу.

эклиптика имеет ось Р’экРэк, перпен­дикулярную плоскости орбиты Земли, полюса эклиптики: северный Рэк и южный Р’эк. Вследствие того что ось Зем­ли pnps сохраняет направление в про­странстве, угол е между осью мира РNPs и осью эклиптики РэкР’эк остается приближенно постоянным. На сфере этот угол ε называется наклоном эклиптики к экватору и равен 23°27"

Эклиптика делится экватором на две части: северную и южную. Точки пере­сечения эклиптики с экватором назы­ваются точками равноденствий: весенне­го и осеннего Когда Солнце находится в этих точках, его су­точная параллель совпадает с эквато­ром и на всем земном шаре, кроме полю­сов, день приблизительно равен ночи, отсюда и их название. солнцестояниями: летнего, (точка Рака - () и зимнего, (точка Козерога - ().

Совместное годовое и суточное движе­ние Солнца. Суточная параллель Солн­ца (рис. 24) под влиянием его годового движения непрерывно смещается на ∆δ, так что общее движение на сфере происходит по спирали; шаг ее ∆δ у равно­денствий (Овен, Весы) - наибольший, а у солнцестояний уменьшается до нуля. Поэтому параллели Солнца образуют за год на сфере пояс со склонениями 23°27"N и S. Крайние параллели, описываемые Солнцем в дни солнцестояний, называют­ся тропиками : крайний

Вопрос №20

ОБЩИЙ СЛУЧАЙ ОПРЕДЕЛЕНИЯ МЕСТА ПО ЗВЕЗДАМ .ПРАКТИЧЕСКОЕ ВЫПОЛНЕНИЕ

Предварительные операции .

Определение времени наблюдений . время начала рассчитывается по формулам:

Подбор светил для наблюдений . по глобусу или таблицам.

Условия подбора : самые яркие звезды с высотами от 10 до 73° и ∆А = 90° для двух звезд; с ∆А по 120°-для трех и с ∆А по 90°- для четырех. Подобранные звезды и их h и А записы­ваются.

Проверка приборов, получение попра­вок.

Наблюдения наблюдается по три вы­соты каждой звезды, получается навигационная информация: Тс, ол, φс, λс, ПУ (ИК), V.

Обработка наблюдений: получение Тгр, tм и δ светил; исправление высот; вычисление hс, Ас, n; прокладка линий.

Анализ обсервации : выявление ошибок.

Выбор вероятнейшего обсервованного места При двух линиях место прини­мается в пересечении линий, а его точ­ность оценивается построением эллип­са ошибок. При трех линиях , полученных по светилам в раз­ных частях горизонта, вероятнейшее место принимается в середине треуголь­ника по методу весов При четырех линиях место лучше всего выбирать по методу весов - в середине фигуры погрешностей.

Перенос счисления в обсервацию...

Теоретические основы определения широты по меридиональной высоте Солнца и Полярной звезде.

Р аздельное получение координат φ и δ места наблюдателя по высотам све­тил с достаточной точностью возможно только в частных положениях светила Широту следует определять по светилу на меридиане (А = 180°, 0°), а долготу - по светилу на первом верти­кале (А = 90°, 270°) До открытия ме­тода высотных линий координаты места в море определялись раздельно.

Определение широты по меридио­нальной высоте светила. Если светило находится в верхней кульминации (рис 154), то его высота является мери­диональной H, азимут А = 180°(0°), tм = 0° Уравнение круга равных высот (209), т е формула sin h, примет вид

sinH = sinφsinδ + cosφcosδcos0° или sinH = cos(φ-δ)

Так как H = 90 - Z , то sinH= cosZ = cos (φ -δ ) и для аргумен­тов в первой четверти Z = φ-δ , откуда φ = Z+δ

Эта формула применяется для опре­деления φ в момент верхней кульмина­ции светила, причем δ имеет знак «+» при одноименных φ и δ и знак «-» - при разноименных

Наименование Z об­ратно H, а H одноименно с точкой гори­зонта (N или S), над которой измеряет­ся высота Наименование широты полу­чается одинаковым с наименованием большего члена формулы В общем виде получим φ = Z ± δ (284)

Формулу (284) для разных положе­ний светил можно получить и по сфере (см рис 154) Для светила С1, у кото­рого δ одноименно с φ, имеем Z1 = 90 – H1 φ = Z1+δ1

Для светила С2, у которого δ разно­именно с φ, имеем φ = Z2-δ2

Для светила Сз, у которого δ одно­именно с φ и больше ее имеем φ = δ3-Z3

Для нижней кульминации светила С"3 получим φ = H’ + ∆ (285)

где ∆ - полярное расстояние светила, рав­ное 90-δ