Enhetene for timemålet for vinkler skal ikke forveksles med enheter for tidsmålet som er identiske i navn og betegnelse, siden vinkler og tidsintervaller er forskjellige størrelser. Timemålet for vinkler har enkle forhold til gradmålet:

	tilsvarer 15°;		1° tilsvarer 4Ш;
\T
						1/15s.
For oversettelse		mengder				timemål inn

grad og	bak er det tabeller (tabell V i
AE eller adj.	1 i denne boken).
Geografisk			koordinater		noen ganger kalt
romantisk					definisjoner.
§ 2. Ekvatorialkoordinater for armaturer
Posisjon		himmellegemer		praktisk å definere

vatorialt koordinatsystem. La oss forestille oss det

himmelen er			enorm			sfære, i midten som er
for sfæren kan vi-
for vanskelig å bygge
koordinere
			paralleller
kloden. Hvis pro-
passerer gjennom den nordlige
før du krysser med fantasien
		himmelsk
da får du diametralt
	motsatt
ki av Northern R og South
ringte
er		geometrisk akse						ekvatorial
	koordinater Fortsetter jordens plan

ra, inntil den krysser himmelsfæren, får vi linjen til himmelekvator på kula.

Jorda roterer rundt sin akse fra vest til øst

avløp, og full omsetning tar en dag. For en observatør på jorden ser det ut til at himmelsfæren er det

roterer med alle synlige armaturer
i det motsatte	retning, dvs. fra øst
vest. Det ser ut til at solen er daglig
rundt jorden: om morgenen det		stiger		østlig
del av horisonten, og			utover horisonten

vest. I fremtiden, i stedet for den faktiske rotasjonen av jorden rundt sin akse, vil vi vurdere den daglige rotasjonen av himmelsfæren. Det skjer med klokken sett fra Nordpolen.

Det er lettere å visuelt forestille seg himmelsfæren hvis du ser på den fra utsiden, som vist i fig. 2. I tillegg viser den sporet av skjæringspunktet mellom planet til jordens bane, eller ekliptikkens plan, med himmelsfæren. Jorden forplikter full sving bane rundt solen på ett år. En refleksjon av denne årlige revolusjonen er den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen himmelsfære i samme plan, dvs. langs ekliptikken J F JL - F J T . Hver dag beveger solen seg mellom stjernene langs ekliptikken mot øst med omtrent en buegrad, og fullfører en hel omdreining på et år. Ekliptikken skjærer himmelekvator på to diametralt motsatte punkter, kalt jevndøgn: T - vårjevndøgn og - høstjevndøgn. Når solen er på disse punktene, stiger den overalt på jorden nøyaktig i øst, går ned nøyaktig i vest, og dag og natt er lik 12 timer Slike dager kalles jevndøgn, og de faller på 21. mars og 23. september uten avvik fra disse datoene mindre enn én dag.

Planene til geografiske meridianer, utvidet til de krysser himmelsfæren, danner himmelmeridianer i skjæringspunktet med den. Det finnes utallige himmelmeridianer. Blant dem er det nødvendig å velge den første på samme måte som på jorden aksepteres meridianen som går gjennom Greenwich-observatoriet som null. I astronomi blir en slik referanselinje tatt for å være den himmelske meridianen som går gjennom punktet for vårjevndøgn og kalles deklinasjonssirkelen til punktet for vårjevndøgn. Himmelske meridianer som passerer gjennom posisjonene til armaturene kalles deklinasjonssirklene til disse armaturene,

I ekvatorialkoordinatsystemet er hovedsirklene den himmelske ekvator og deklinasjonssirkelen til Y-punktet. Posisjonen til ethvert lys i dette koordinatsystemet bestemmes av høyre oppstigning og deklinasjon.

Rektal nedstigning er den sfæriske vinkelen ved himmelpolen mellom deklinasjonssirkelen til vårjevndøgn og deklinasjonssirkelen til lyset, beregnet i motsatt retning av den daglige rotasjonen av himmelkulen.

Høyre oppstigning måles av buen til det himmelske

niya av himmelsfæren, derfor er a ikke avhengig av den daglige rotasjonen av himmelsfæren.

og retningen mot lyset. Deklinasjonen måles ved den tilsvarende buen til deklinasjonssirkelen fra himmelekvator til stedet for lyskilden. Hvis stjernen er på den nordlige halvkule (nord for himmelekvator), tildeles dens deklinasjon navnet N, og hvis den er på den sørlige halvkule, navnet 5. Ved løsning av astronomiske problemer tildeles plusstegnet til deklinasjonen verdi, som er den samme som breddegraden til observasjonsstedet. På den nordlige halvkule av jorden anses den nordlige deklinasjonen som positiv, og den sørlige deklinasjonen anses som negativ. Deklinasjonen av armaturet kan variere fra 0 til ±90°. Deklinasjonen til hvert punkt på himmelekvator er 0°. Deklinasjonen av Nordpolen er 90°.

Ethvert lys gjør en fullstendig omdreining rundt himmelpolen i løpet av dagen langs dens daglige parallell sammen med himmelsfæren, derfor er b, som a, ikke avhengig av rotasjonen. Men hvis lyset har ytterligere bevegelse (for eksempel solen eller en planet) og beveger seg over himmelsfæren, endres ekvatorialkoordinatene.

Verdiene til a og b er relatert til observatøren, som om de ligger i midten av jorden. Dette lar deg bruke ekvatorialkoordinatene til armaturer hvor som helst på jorden.

§ 3. Horisontalt koordinatsystem

Sentrum av himmelsfæren kan flyttes til hvilken som helst

punkt i rommet.

spesielt,

passe med skjæringspunktet til hovedaksene

ta. I dette tilfellet vertikalt

verktøy (fig.

geometrisk

horisontal

koordinater

I skjæringspunktet med himmelen

ren

skjemaer

observatør.

bestått

himmelsk

vinkelrett-

retning

ringte

flyet

ekte

horisonten og i krysset

flate

himmelsk

ekte

horisont

betegnelser

land i verden adopterte tradisjonelle

transkripsjon: N (nord), S (sør), W (vest)

Gjennom et lodd kan du tegne

utallige

nytt sett

vertikal

fly. I krysset

med overflate

himmelsfære

form

sirkler kalt vertikaler. Enhver vertikal

som passerer gjennom plasseringen av armaturet kalles vertikalen til armaturet.

		RRH					karakterisere
	som en linje parallelt med rotasjonsaksen
Da vil planet til himmelekvator QQ\ være parallelt
	flyet		jordens ekvator. vertikal,
					PZP\ZX ,	er
midlertidig himmelsk				meridian			observasjoner,
eller meridian			observatør. Meridian				observatør

Observatørens meridian med planet til den sanne horisonten kalles middagslinjen. Det nærmeste skjæringspunktet mellom middagen til Nordpolen

gjennom punktene øst og vest kalles den første vertikalen. Planet er vinkelrett på planet til observatørens meridian. Himmelsfæren er vanligvis

				meridianplan				observatør
faller sammen med tegneplanet.
Hovedkoordinatene sirkler i horisontalen
systemet er tjent med den sanne horisonten og							meridian
giver. I følge den første av disse kretsene							systemet mottatt
navnet.		Koordinater
	er				og luftvern		avstand.
A z i m u t		s v e t i l a			A - sfærisk
senitpunkt mellom observatørens meridian
				astronomi				telle ned
					meridian		observatør, men

Siden til syvende og sist astronomiske asimuter av retninger bestemmes for geodetiske formål, er det mer praktisk å umiddelbart ta i bruk en geodetisk beretning om asimuter i denne boken. De måles ved buer av den sanne horisonten fra punktet nord til vertikalen av armaturet langs løpet av

sfærens sentrum mellom retningen til senit og retningen til lyset. Zenitavstanden måles ved den vertikale buen til armaturet fra senitpunktet til stedet for armaturet. Senitavstanden er alltid positiv og varierer i verdi fra 0 til 180°.

Jordens rotasjon rundt sin akse fra vest til øst forårsaker den synlige daglige rotasjonen av armaturene rundt himmelpolen sammen med hele himmelsfæren. Dette

For å lage et stjernekart som viser konstellasjoner på et fly, må du kjenne koordinatene til stjernene. Koordinatene til stjerner i forhold til horisonten, for eksempel høyde, selv om de er visuelle, er uegnet for å lage kart, siden de endres hele tiden. Det er nødvendig å bruke et koordinatsystem som vil rotere med stjernehimmel. Det kalles ekvatorialsystemet. I den er en koordinat vinkelavstanden til armaturet fra himmelekvator, kalt deklinasjon (fig. 19). Den varierer innenfor ±90° og regnes som positiv nord for ekvator og negativ sør. Deklinasjon ligner geografisk breddegrad.

Den andre koordinaten ligner geografisk lengdegrad og kalles høyre oppstigning a.

Ris. 18. Solens daglige baner over horisonten til forskjellige tider av året under observasjoner: a - i midtbreddegrader; b - ved jordens ekvator.

Ris. 19. Ekvatorialkoordinater.

Ris. 20. Høyden på armaturet ved den øvre kulminasjonen.

Den rette oppstigningen til lyset M måles ved vinkelen mellom planene til storsirkelen trukket gjennom verdens poler og den gitte lyskilden og storsirkelen som går gjennom verdens poler og punktet til vårjevndøgn (fig. 19). Denne vinkelen måles fra vårjevndøgnpunktet T mot klokken, sett fra nordpolen. Den varierer fra 0 til 360° og kalles rett ascension fordi stjernene som ligger på himmelekvator stiger i rekkefølge med økende rett ascension. I samme rekkefølge kulminerer de etter hverandre. Derfor uttrykkes a vanligvis ikke i vinkelmål, men i tid, og det antas at himmelen roterer med 15°, og med 1° på 4 minutter. Derfor er høyre oppstigning 90°, ellers blir det 6 timer, og 7 timer 18 minutter. I tidsenheter er høyre oppstigning skrevet langs kantene av stjernekartet.

Det finnes også stjernekuler, hvor stjernene er avbildet på den sfæriske overflaten av kloden.

På ett kart kan bare en del av stjernehimmelen avbildes uten forvrengning. Det er vanskelig for nybegynnere å bruke et slikt kart, fordi de ikke vet hvilke stjernebilder som er synlige på et gitt tidspunkt og hvordan de er plassert i forhold til horisonten. Et kart med bevegelige stjerner er mer praktisk. Ideen med enheten er enkel. Overlagret på kartet er en sirkel med et utsnitt som representerer horisontlinjen. Horisontutskjæringen er eksentrisk, og når du roterer overleggssirkelen i utskjæringen, vil konstellasjoner plassert over horisonten kl. forskjellige tider. Hvordan man bruker et slikt kort er beskrevet i vedlegg VII.

(se skanning)

2. Høyden på armaturene ved kulminasjonen.

La oss finne forholdet mellom høyden til armaturet M ved den øvre kulminasjonen, dens deklinasjon 6 og breddegraden til området

Figur 20 viser loddlinjen til himmelaksen og projeksjonen av himmelekvator og horisontlinjen (middagslinjen) på planet til himmelmeridianen. Vinkelen mellom middagslinjen og himmelaksen er lik, som vi vet. til områdets breddegrad Åpenbart er helningen til himmelekvatorens plan til horisonten, målt ved vinkelen, lik 90° - (fig. 20). Stjernen M med deklinasjon 6, kulminerende sør for senit, har en høyde på

Fra denne formelen kan man se at geografisk breddegrad kan bestemmes ved å måle høyden til enhver stjerne med en kjent deklinasjon på 6 ved dens øvre kulminasjon. Det bør tas i betraktning at hvis stjernen i kulminasjonsøyeblikket er plassert sør for ekvator, så er deklinasjonen negativ.

(se skanning)

3. Nøyaktig tid.

For måling av korte tidsperioder i astronomi er den grunnleggende enheten den gjennomsnittlige lengden på soldagen, det vil si gjennomsnittlig tidsperiode mellom de to øvre (eller nedre) kulminasjonene av solens sentrum. Gjennomsnittsverdien må brukes fordi varigheten av solskinnsdagen svinger litt gjennom året. Dette skyldes det faktum at jorden roterer rundt solen ikke i en sirkel, men i en ellipse, og hastigheten på dens bevegelse endres litt. Dette forårsaker små uregelmessigheter i solens tilsynelatende bevegelse langs ekliptikken gjennom året.

Øyeblikket for den høyeste kulminasjonen av sentrum av solen, som vi allerede har sagt, kalles sann middag. Men for å sjekke klokken, for å bestemme den nøyaktige tiden, er det ikke nødvendig å merke nøyaktig tidspunktet for solens kulminasjon. Det er mer praktisk og nøyaktig å markere kulminasjonsøyeblikkene til stjerner, siden forskjellen mellom kulminasjonsøyeblikkene til en hvilken som helst stjerne og solen er nøyaktig kjent til enhver tid. Derfor, for å bestemme den nøyaktige tiden, ved hjelp av spesielle optiske instrumenter, markerer de øyeblikkene for kulminasjonene til stjernene og bruker dem til å sjekke riktigheten til klokken som "lagrer" tid. Tiden bestemt på denne måten ville være helt nøyaktig hvis den observerte rotasjonen av himmelen skjedde med en strengt konstant vinkelhastighet. Imidlertid viste det seg at hastigheten på jordens rotasjon rundt sin akse, og derfor den tilsynelatende rotasjonen til himmelen

sfære, opplever svært små endringer over tid. Derfor, for å "spare" nøyaktig tid, brukes nå spesielle atomklokker, hvis forløp styres av oscillerende prosesser i atomer som skjer med konstant frekvens. Klokkene til individuelle observatorier kontrolleres mot atomtidssignaler. Sammenligning av tid bestemt fra atomklokker og den tilsynelatende bevegelsen til stjerner gjør det mulig å studere uregelmessighetene i jordens rotasjon.

Å bestemme nøyaktig tid, lagre den og sende den via radio til hele befolkningen er oppgaven til den eksakte tidstjenesten, som finnes i mange land.

Nøyaktige tidssignaler via radio mottas av navigatører fra marinen og luftforsvaret, og mange vitenskapelige og industrielle organisasjoner som trenger å vite nøyaktig tid. Å kjenne den nøyaktige tiden er spesielt nødvendig for å bestemme de geografiske lengdene til forskjellige punkter på jordens overflate.

4. Telletid. Bestemmelse av geografisk lengdegrad. Kalender.

Fra løpet av den fysiske geografien til Sovjetunionen kjenner du begrepene lokal, sone og barseltid, og også at forskjellen i geografisk lengdegrad på to punkter bestemmes av forskjellen i lokal tid for disse punktene. Dette problemet løses ved astronomiske metoder ved bruk av stjerneobservasjoner. Basert på å bestemme de nøyaktige koordinatene til individuelle punkter, utføres kartlegging av jordoverflaten.

For å telle store tidsperioder har mennesker siden antikken brukt varigheten av enten en månemåned eller et solår, dvs. varigheten av solens revolusjon langs ekliptikken. Året bestemmer hyppigheten av sesongmessige endringer. Et solår varer 365 soldager, 5 timer 48 minutter 46 sekunder. Det er praktisk talt uforenlig med dagen og lengden på månemåneden - perioden for endring av månefaser (ca. 29,5 dager). Dette er vanskeligheten med å lage en enkel og praktisk kalender. Til flere hundre år gammel historie Gjennom hele menneskeheten har mange forskjellige kalendersystemer blitt skapt og brukt. Men alle kan deles inn i tre typer: solar, måne og lunisolar. Sørlige pastorale folk brukte vanligvis månemåneder. Et år bestående av 12 månemåneder inneholdt 355 soldager. For å koordinere tidsberegningen av Månen og Solen, var det nødvendig å etablere enten 12 eller 13 måneder i året og sette inn flere dager i året. Enklere og mer praktisk var solkalenderen, som ble brukt tilbake i Det gamle Egypt. For tiden vedtar de fleste land i verden også en solkalender, men en mer avansert, kalt den gregorianske kalenderen, som diskuteres nedenfor.

Når du setter sammen en kalender, er det nødvendig å ta hensyn til at varigheten av kalenderåret bør være så nær som mulig varigheten av solens revolusjon langs ekliptikken og at kalenderåret bør inneholde et helt antall soldager, siden det er upraktisk å starte året på forskjellige tider på dagen.

Disse betingelsene ble oppfylt av kalenderen som ble utviklet

av den aleksandrinske astronomen Sosigenes og introdusert i 46 f.Kr. e. i Roma av Julius Caesar. Deretter, som du vet fra løpet av fysisk geografi, fikk den navnet Julian eller gammel stil. I denne kalenderen telles årene tre ganger på rad i 365 dager og kalles enkle, året etter dem er 366 dager. Det kalles et skuddår. Skuddår i den julianske kalenderen er de årene hvis tall er delelig med 4 uten en rest.

Gjennomsnittlig lengde på året i henhold til denne kalenderen er 365 dager 6 timer, dvs. det er omtrent 11 minutter lenger enn den sanne. På grunn av dette gammel stil lå etter den faktiske tidsflyten med omtrent 3 dager hvert 400. år.

I gregoriansk kalender(ny stil), introdusert i USSR i 1918 og enda tidligere vedtatt i de fleste land, år som slutter på to nuller, med unntak av 1600, 2000, 2400, osv. (dvs. de med hundrevis delelig med 4 uten rest) er ikke regnet som skudddager. Dette korrigerer feilen på 3 dager, som akkumuleres over 400 år. Dermed viser den gjennomsnittlige lengden av året i den nye stilen seg å være veldig nær perioden med jordens revolusjon rundt solen.

Innen det 20. århundre forskjellen mellom den nye stilen og den gamle (Julian) nådde 13 dager. Fordi i vårt land ny stil ble introdusert først i 1918, deretter feires oktoberrevolusjonen, begått i 1917 den 25. oktober (gammel stil), den 7. november (ny stil).

Forskjellen mellom den gamle og nye stilen på 13 dager vil forbli i det 21. århundre, og i det 22. århundre. vil øke til 14 dager.

Den nye stilen er selvfølgelig ikke helt nøyaktig, men en feil på 1 dag vil akkumuleres i henhold til den først etter 3300 år.

En konstellasjon er et område på himmelen innenfor visse etablerte grenser. Hele himmelen er delt inn i 88 konstellasjoner, som kan finnes ved deres karakteristiske arrangement av stjerner.
Noen stjernebildenavn er assosiert med gresk mytologi, for eksempel Andromeda, Perseus, Pegasus, noen - med objekter som ligner figurene dannet av de klare stjernene i stjernebildene: Pil, Triangulum, Vekten osv. Det er stjernebilder oppkalt etter dyr, f.eks. eksempel Løven, Kreft, Skorpion.
Konstellasjoner på himmelen blir funnet ved mentalt å koble deres lyseste stjerner med rette linjer til en viss figur. I hvert stjernebilde har de klare stjernene lenge blitt utpekt med greske bokstaver, oftest den lyseste stjernen i stjernebildet - med bokstaven, deretter med bokstavene osv. i alfabetisk rekkefølge i synkende rekkefølge av lysstyrke; For eksempel Nordstjerne det er konstellasjoner Ursa Minor.
Stjerner har forskjellig lysstyrke og farge: hvit, gul, rødlig. Jo rødere stjernen er, jo kaldere er den. Solen vår er en gul stjerne.
Til de klare stjernene de gamle araberne ga egennavn. Hvite stjerner: Vega i stjernebildet Lyra, Altair i stjernebildet Aquila (synlig om sommeren og høsten), Sirius- den lyseste stjernen på himmelen (synlig om vinteren); røde stjerner: Betelgeuse i stjernebildet Orion og Aldebaran i stjernebildet Tyren (synlig om vinteren), Antares i stjernebildet Skorpionen (synlig om sommeren); gul Kapell i stjernebildet Auriga (synlig om vinteren).
Nøyaktige målinger viser at stjerner har både fraksjonelle og negative størrelser, for eksempel: for Aldebaran størrelsesordenen m=1,06, for Vega m=0,14, for Sirius m= -1,58, for solen m = - 26,80.
Fenomenene med stjerners daglige bevegelse studeres ved hjelp av en matematisk konstruksjon - himmelsfæren, det vil si en imaginær sfære med vilkårlig radius, hvis sentrum er ved observasjonspunktet.
Den tilsynelatende rotasjonsaksen til himmelsfæren, som forbinder begge verdens poler (P og P") og passerer gjennom observatøren, kalles axis mundi. Verdensaksen for enhver observatør vil alltid være parallell med jordens rotasjonsakse.
For å lage et stjernekart som viser konstellasjoner på et fly, må du kjenne koordinatene til stjernene. I ekvatorialsystemet er en koordinat avstanden til stjernen fra himmelekvator, kalt deklinasjon. Den varierer innenfor ±90° og regnes som positiv nord for ekvator og negativ sør. Deklinasjon ligner geografisk breddegrad. Den andre koordinaten ligner geografisk lengdegrad og kalles høyre oppstigning.
Den rette oppstigningen til en belysning måles ved vinkelen mellom planene til storsirkler, den ene går gjennom verdens poler og den gitte belysningen, og den andre gjennom verdens poler og vårjevndøgn som ligger på ekvator. Dette punktet ble kalt slik fordi solen dukker opp der (på himmelsfæren) våren 20-21 mars, når dag er lik natt.

Bestemmelse av geografisk breddegrad

Fenomenene med passasje av lyskilder gjennom den himmelske meridianen kalles kulminasjoner. Ved den øvre kulminasjonen er høyden på armaturet maksimal, ved den nedre kulminasjonen er den minimum. Tidsintervallet mellom klimaksene er en halv dag.
Geografisk breddegrad kan bestemmes ved å måle høyden til enhver stjerne med en kjent deklinasjon ved dens øvre kulminasjon. Det bør tas i betraktning at hvis stjernen i kulminasjonsøyeblikket er plassert sør for ekvator, så er deklinasjonen negativ.

EKSEMPEL PÅ LØSE ET PROBLEM

Oppgave. Sirius var på sitt høyeste klimaks ved 10°. Hva er breddegraden til observasjonsstedet?

Ekliptikk. Tilsynelatende bevegelse av solen og månen

Solen og månen endrer høyden der de kulminerer. Fra dette kan vi konkludere med at deres posisjon i forhold til stjernene (deklinasjon) endres. Det er kjent at jorden beveger seg rundt solen, og månen rundt jorden.
Ved bestemmelse av Solens høyde ved middagstid la vi merke til at den to ganger i året forekommer ved himmelekvator, i den s.k. ekvinoktiale punkter. Dette skjer på dager vår Og høstjevndøgn(rundt 21. mars og rundt 23. september). Horisontplanet deler himmelekvator i to. Derfor, på dagene av jevndøgn, er banene til solen over og under horisonten like, derfor er lengden på dag og natt like. Beveger seg langs ekliptikken beveger solen den 22. juni lengst fra himmelekvator mot verdens nordpol (ved 23°27"). Ved middagstid for den nordlige halvkule av jorden er den høyest over horisonten (denne verdien over himmelekvator). Dagen er den lengste, den kalles dag sommersolverv.
Solens bane går gjennom 12 konstellasjoner, kalt dyrekretsen (fra det greske ordet zoon - dyr), og deres helhet kalles dyrekretsbeltet. Den inkluderer følgende konstellasjoner: Fiskene, Væren, Tyren, Tvillingene, Kreften, Løven, Jomfruen, Vekten, Skorpionen, Skytten, Steinbukken, Vannmannen. Solen reiser gjennom hvert stjernetegn i omtrent en måned. Vårjevndøgnpunktet (et av de to skjæringspunktene mellom ekliptikken og himmelekvator) ligger i stjernebildet Fiskene.

EKSEMPEL PÅ LØSE ET PROBLEM

Oppgave. Bestem middagshøyden til solen i Arkhangelsk og Ashgabat på dagene av sommer- og vintersolverv

Gitt 1=65° 2=38° l=23,5° z=-23,5°	LØSNING Vi finner de omtrentlige breddegradene til Arkhangelsk (1) og Ashgabat (2) fra et geografisk kart. Solens deklinasjoner på dagene for sommer- og vintersolverv er kjent. I henhold til formelen finner vi: 1 l = 48,5°, 1z = 1,5°, 2 l = 75,5°, 2z = 28,5°.
1l -? 2l -? 1z -? 2z -?

Månens bevegelse. Sol- og måneformørkelser

Uten å være selvlysende er månen bare synlig i den delen der den faller solstråler, eller stråler som reflekteres av jorden. Dette forklarer månens faser. Hver måned passerer Månen, som beveger seg i bane, mellom Jorden og Solen og vender mot oss med sin mørke side, da nymånen inntreffer. 1 - 2 dager etter dette dukker en smal lys halvmåne av den unge månen opp på den vestlige himmelen. Resten av måneskiven er på dette tidspunktet svakt opplyst av Jorden, som er vendt mot Månen med sin halvkule på dagtid. Etter 7 dager beveger månen seg bort fra solen med 90°, det første kvarteret begynner, når nøyaktig halvparten av månens skive er opplyst og "terminatoren", det vil si skillelinjen mellom de lyse og mørke sidene, blir rett - diameteren på måneskiven. I de påfølgende dagene blir "terminatoren" konveks, månens utseende nærmer seg en lys sirkel, og etter 14 - 15 dager oppstår fullmånen. På den 22. dagen er siste kvartal observert. Vinkelavstanden til Månen fra Solen avtar, den blir igjen en halvmåne og etter 29,5 dager oppstår nymånen igjen. Intervallet mellom to påfølgende nymåner kalles synodisk måned, som har en gjennomsnittlig lengde på 29,5 dager. Den synodiske måneden er lengre enn den sideriske måneden. Hvis en nymåne oppstår nær en av nodene i månebanen, oppstår en solformørkelse, og en fullmåne nær en node ledsages av en måneformørkelse.

Måne- og solformørkelser

På grunn av en liten endring i jordens avstander fra månen og solen, er månens tilsynelatende vinkeldiameter noen ganger litt større, noen ganger litt mindre enn solenergien, noen ganger lik den. I det første tilfellet varer en total solformørkelse opptil 7 minutter. 40 s, i det tredje - bare ett øyeblikk, og i det andre tilfellet dekker månen ikke helt solen, det er observert ringformet formørkelse. Så rundt Månens mørke skive er den skinnende kanten av solskiven synlig.
Basert på nøyaktig kunnskap om bevegelseslovene til Jorden og Månen, beregnes øyeblikkene for formørkelser og hvor og hvordan de vil være synlige hundrevis av år i forveien. Det er laget kart som viser stripen av total formørkelse, linjer (isofaser) hvor formørkelsen vil være synlig i samme fase, og linjer i forhold til hvilke øyeblikkene i begynnelsen, slutten og midten av formørkelsen kan telles for hver område.
Det kan være fra to til fem solformørkelser per år for Jorden, i sistnevnte tilfelle er de absolutt delvise. I gjennomsnitt sees en total solformørkelse ekstremt sjelden på samme sted – kun én gang hvert 200.–300. år.
Hvis månen kommer mellom solen og jorden ved nymåne, vil solformørkelser oppstå. Under en total formørkelse dekker månen solskiven fullstendig. På høylys dag kommer plutselig skumringen inn i noen minutter og den svakt glødende koronaen til Solen og de klareste stjernene blir synlige for det blotte øye.

Total solformørkelse

Nøyaktig tid og bestemmelse av geografisk lengdegrad

For å måle korte tidsperioder i astronomi er grunnenheten gjennomsnittlig varighet av solskinnsdag, dvs. det gjennomsnittlige tidsintervallet mellom de to øvre (eller nedre) kulminasjonene av Solens sentrum. Dette skyldes det faktum at jorden roterer rundt solen ikke i en sirkel, men i en ellipse, og hastigheten på dens bevegelse endres litt.
Øyeblikket for den høyeste kulminasjonen av sentrum av solen kalles ekte middag. Men for å sjekke klokken, for å bestemme den nøyaktige tiden, er det ikke nødvendig å merke nøyaktig tidspunktet for solens kulminasjon. Det er mer praktisk og nøyaktig å markere kulminasjonsøyeblikkene til stjerner, siden forskjellen mellom kulminasjonsøyeblikkene til en hvilken som helst stjerne og solen er nøyaktig kjent til enhver tid.
Å bestemme nøyaktig tidspunkt, lagre det og sende det via radio til hele befolkningen er oppgaven tidstjenester, som finnes i mange land.
For å telle store tidsperioder har mennesker siden antikken brukt varigheten av enten en månemåned eller et solår, dvs. varigheten av solens revolusjon langs ekliptikken. Året bestemmer hyppigheten av sesongmessige endringer. Et solår varer 365 soldager 5 timer 48 minutter 46 sekunder.
Når du setter sammen en kalender, er det nødvendig å ta hensyn til at varigheten av kalenderåret bør være så nær som mulig varigheten av solens omdreining langs ekliptikken, og at kalenderåret bør inneholde et helt antall soldager, siden det er upraktisk å starte året på forskjellige tider av døgnet.

Astronomi er en hel verden full av vakre bilder. Denne fantastiske vitenskapen hjelper til med å finne svar på de viktigste spørsmålene i vår eksistens: lær om universets struktur og fortid, om solsystemet, om hvordan jorden roterer og mye mer. Det er en spesiell sammenheng mellom astronomi og matematikk, fordi astronomiske spådommer er et resultat av strenge beregninger. Faktisk ble mange problemer innen astronomi mulig å løse takket være utviklingen av nye grener av matematikk.

Fra denne boken vil leseren lære om hvordan posisjonen til himmellegemer og avstanden mellom dem måles, samt om astronomiske fenomener der romobjekter innta en spesiell posisjon i verdensrommet.

Hvis brønnen, som alle vanlige brønner, ble rettet mot jordens sentrum, endret dens breddegrad og lengdegrad seg ikke. Vinklene som bestemmer Alices posisjon i rommet forble uendret, bare avstanden hennes til jordens sentrum endret seg. Så Alice trengte ikke å bekymre seg.

Alternativ én: høyde og asimut

Den mest forståelige måten å bestemme koordinater på himmelsfæren på er å indikere vinkelen som bestemmer høyden til stjernen over horisonten, og vinkelen mellom den nord-sør rette linjen og projeksjonen av stjernen på horisontlinjen - asimut ( se følgende figur).

HVORDAN MÅLE VINKLER MANUELT

En enhet kalt en teodolitt brukes til å måle høyden og asimut til en stjerne.

Det er imidlertid en veldig enkel, men ikke veldig nøyaktig måte å måle vinkler manuelt. Hvis vi strekker ut hånden foran oss, vil håndflaten indikere et intervall på 20°, knyttneven - 10°, tommelen - 2°, lillefingeren -1°. Denne metoden kan brukes av både voksne og barn, siden størrelsen på en persons håndflate øker proporsjonalt med lengden på armen.

Alternativ to, mer praktisk: deklinasjon og timevinkel

Å bestemme posisjonen til en stjerne ved hjelp av asimut og høyde er ikke vanskelig, men denne metoden har en alvorlig ulempe: koordinatene er knyttet til punktet der observatøren befinner seg, så den samme stjernen, når den observeres fra Paris og Lisboa, vil ha forskjellige koordinater, siden horisontlinjene i disse byene vil ligge annerledes. Følgelig vil ikke astronomer kunne bruke disse dataene til å utveksle informasjon om sine observasjoner. Derfor er det en annen måte å bestemme stjernenes posisjon på. Den bruker koordinater som minner om bredde- og lengdegraden til jordens overflate, som kan brukes av astronomer hvor som helst på kloden. Denne intuitive metoden tar hensyn til posisjonen til jordens rotasjonsakse og antar at himmelsfæren roterer rundt oss (av denne grunn ble jordens rotasjonsakse kalt aksen mundi i antikken). I virkeligheten er selvfølgelig det motsatte: selv om det ser ut for oss at himmelen roterer, er det faktisk jorden som roterer fra vest til øst.

La oss vurdere et plan som skjærer himmelsfæren vinkelrett på rotasjonsaksen som går gjennom jordens sentrum og himmelsfæren. Dette planet vil skjære jordoverflaten langs en storsirkel - jordens ekvator, og også himmelsfæren - langs dens store sirkel, som kalles himmelekvator. Den andre analogien med jordiske paralleller og meridianer ville være den himmelske meridianen, som passerer gjennom to poler og ligger i et plan vinkelrett på ekvator. Siden alle himmelmeridianer, som terrestriske, er like, kan prime meridianen velges vilkårlig. La oss velge som nullmeridian den himmelske meridianen som passerer gjennom punktet der solen befinner seg på vårjevndøgnsdagen. Posisjonen til enhver stjerne og himmellegeme bestemmes av to vinkler: deklinasjon og rett oppstigning, som vist i følgende figur. Deklinasjon er vinkelen mellom ekvator og stjernen, målt langs meridianen til et sted (fra 0 til 90° eller fra 0 til -90°). Høyre ascension er vinkelen mellom vårjevndøgn og stjernens meridian, målt langs himmelekvator. Noen ganger, i stedet for rett oppstigning, brukes timevinkelen, eller vinkelen som bestemmer posisjonen til himmellegemet i forhold til himmelmeridianen til punktet der observatøren befinner seg.

Fordelen med det andre ekvatoriale koordinatsystemet (deklinasjon og høyre ascension) er åpenbar: disse koordinatene vil være uendret uavhengig av observatørens posisjon. I tillegg tar de hensyn til jordens rotasjon, noe som gjør det mulig å korrigere forvrengningene den introduserer. Som vi allerede har sagt, er den tilsynelatende rotasjonen av himmelsfæren forårsaket av jordens rotasjon. En lignende effekt oppstår når vi sitter på et tog og ser et annet tog som beveger seg ved siden av oss: Hvis du ikke ser på perrongen, kan du ikke fastslå hvilket tog som faktisk har begynt å bevege seg. Vi trenger et utgangspunkt. Men hvis vi i stedet for to tog vurderer jorden og himmelsfæren, vil det ikke være så lett å finne et ekstra referansepunkt.

I 1851 en franskmann Jean Bernard Leon Foucault (1819–1868) utført et eksperiment som demonstrerte bevegelsen til planeten vår i forhold til himmelsfæren.

Han hengte en last som veide 28 kilo på en 67 meter lang wire under kuppelen til det parisiske Pantheon. Svingningene til Foucault-pendelen varte i 6 timer, oscillasjonsperioden var 16,5 sekunder, pendelavbøyningen var 11° per time. Med andre ord, over tid forskjøv pendelens oscillasjonsplan i forhold til bygningen. Det er kjent at pendler alltid beveger seg i samme plan (for å bekrefte dette, heng bare en haug med nøkler på et tau og se på vibrasjonene). Dermed kan det observerte avviket være forårsaket av bare én grunn: selve bygningen, og dermed hele jorden, roterte rundt svingningsplanet til pendelen. Dette eksperimentet ble det første objektive beviset på jordens rotasjon, og Foucault-pendler ble installert i mange byer.

Jorden, som ser ut til å være ubevegelig, roterer ikke bare om sin egen akse, og gjør en fullstendig omdreining på 24 timer (tilsvarer en hastighet på ca. 1600 km/t, det vil si 0,5 km/s hvis vi er ved ekvator) , men også rundt solen , og gjør en hel omdreining på 365,2522 dager (med en gjennomsnittshastighet på omtrent 30 km/s, det vil si 108 000 km/t). Dessuten roterer solen i forhold til sentrum av galaksen vår, og fullfører en hel omdreining hvert 200. million år og beveger seg med en hastighet på 250 km/s (900 000 km/t). Men det er ikke alt: galaksen vår beveger seg bort fra resten. Dermed er jordens bevegelse mer som en svimlende karusell i en fornøyelsespark: vi snurrer rundt oss selv, beveger oss gjennom verdensrommet og beskriver en spiral i rasende fart. Samtidig ser det ut til at vi står stille!

Selv om andre koordinater brukes i astronomi, er systemene vi har beskrevet de mest populære. Det gjenstår å svare på det siste spørsmålet: hvordan konvertere koordinater fra ett system til et annet? Den interesserte leser vil finne en beskrivelse av alle nødvendige transformasjoner i søknaden.

MODELL AV FOUCAULT-EKSPERIMENTET

Vi inviterer leseren til å utføre et enkelt eksperiment. La oss ta en rund boks og lime et ark med tykk papp eller kryssfiner på den, som vi skal feste en liten ramme i form av et fotballmål på, som vist på figuren. La oss plassere en dukke i hjørnet av arket, som vil spille rollen som en observatør. Vi knytter en tråd til den horisontale stangen på rammen, som vi fester søkken på.

La oss flytte den resulterende pendelen til siden og slippe den. Pendelen vil svinge parallelt med en av veggene i rommet vi befinner oss i. Hvis vi begynner å rotere kryssfinerplaten jevnt sammen med den runde boksen, vil vi se at rammen og dukken vil begynne å bevege seg i forhold til veggen i rommet, men svingeplanet til pendelen vil fortsatt være parallelt med veggen.

Hvis vi ser for oss som en dukke, vil vi se at pendelen beveger seg i forhold til gulvet, men samtidig vil vi ikke kunne kjenne bevegelsen til boksen og rammen den er festet på. På samme måte, når vi observerer en pendel i et museum, ser det ut til at svingningsplanet for dens svingninger endrer seg, men faktisk flytter vi selv sammen med museumsbygningen og hele jorden.

<<< Назад

Videresend >>>

Sentrale spørsmål: 1. Konstellasjonsbegrepet. 2. Forskjellen mellom stjerner i lysstyrke (lysstyrke), farge. 3. Størrelse. 4. Synlig daglig bevegelse stjerner 5. himmelsfære, dens hovedpunkter, linjer, fly. 6. Stjernekart. 7. Ekvatorial SC.

Demonstrasjoner og TSO: 1. Demonstrasjon med bevegelig himmelkart. 2. Modell av himmelsfæren. 3. Stjerneatlas. 4. Transparenter, fotografier av konstellasjoner. 5. Modell av himmelsfæren, geografiske og stjernekloder.

For første gang ble stjerner utpekt med bokstaver i det greske alfabetet. I stjernebildeatlaset til Baiger på 1700-tallet forsvant tegningene av stjernebildene. Størrelsene er angitt på kartet.

Ursa Major - (Dubhe), (Merak), (Fekda), (Megrets), (Aliot), (Mizar), (Benetash).

Lyra - Vega, Lebedeva - Deneb, Bootes - Arcturus, Auriga - Capella, B. Canis - Sirius.

Solen, månen og planetene er ikke angitt på kartene. Solens bane er vist på ekliptikken med romertall. Stjernekart viser et rutenett med himmelske koordinater. Den observerte daglige rotasjonen er et tilsynelatende fenomen - forårsaket av jordens faktiske rotasjon fra vest til øst.

Bevis på jordens rotasjon:

1) 1851 fysiker Foucault - Foucault pendel - lengde 67 m.

2) romsatellitter, fotografier.

Himmelsfære- en imaginær sfære med vilkårlig radius brukt i astronomi for å beskrive de relative posisjonene til lyskilder på himmelen. Radius er tatt som 1 stk.

88 stjernebilder, 12 stjernetegn. Det kan grovt deles inn i:

1) sommer - Lyra, Swan, Eagle 2) høst - Pegasus med Andromeda, Cassiopeia 3) vinter - Orion, B. Canis, M. Canis 4) vår - Jomfru, Bootes, Løven.

Loddledning skjærer overflaten av himmelsfæren på to punkter: på toppen Z - senit- og nederst Z" - nadir.

Matematisk horisont- en stor sirkel på himmelsfæren, hvis plan er vinkelrett på loddet.

Prikk N matematisk horisont kalles nordpunkt, punkt S - peker sørover. Linje N.S.- ringte middag linje.

Himmelsk ekvator kalt en storsirkel vinkelrett på verdensaksen. Den himmelske ekvator skjærer den matematiske horisonten kl punkter i øst E Og vest W.

Himmelsk meridian kalt den store sirkelen av himmelsfæren som går gjennom senit Z, himmelpol R, sørlige himmelpol R", nadir Z".

Lekser: § 2.

Konstellasjoner. Stjernekort. Himmelske koordinater.

1. Beskriv hvilke daglige sirkler stjernene ville beskrevet hvis astronomiske observasjoner ble utført: ved Nordpolen; ved ekvator.

Den tilsynelatende bevegelsen til alle stjerner skjer i en sirkel parallelt med horisonten. Verdens nordpol når den observeres fra jordens nordpol er på senit.

Alle stjerner stiger i rette vinkler på horisonten på den østlige delen av himmelen og setter seg også under horisonten i den vestlige delen. Himmelsfæren roterer rundt en akse som går gjennom verdens poler, som ligger nøyaktig i horisonten ved ekvator.

2. Uttrykk 10 timer 25 minutter 16 sekunder i grader.

Jorden gjør én omdreining på 24 timer – 360 grader. Derfor tilsvarer 360 o 24 timer, deretter 15 o - 1 time, 1 o - 4 minutter, 15 / - 1 minutt, 15 // - 1 s. Slik,

1015 o + 2515 / + 1615 // = 150 o + 375 / +240 / = 150 o + 6 o +15 / +4 / = 156 o 19 / .

3. Bestem de ekvatoriale koordinatene til Vega fra stjernekartet.

La oss erstatte navnet på stjernen med en bokstavbetegnelse (Lyra) og finne dens posisjon på stjernekartet. Gjennom et tenkt punkt tegner vi en deklinasjonssirkel til den skjærer himmelekvator. Buen til himmelekvator, som ligger mellom punktet for vårjevndøgn og skjæringspunktet for deklinasjonssirkelen til en stjerne med himmelekvator, er den rette oppstigningen til denne stjernen, målt langs himmelekvator mot den tilsynelatende daglig rotasjon av himmelsfæren. Vinkelavstanden målt langs deklinasjonssirkelen fra himmelekvator til stjernen tilsvarer deklinasjonen. Dermed = 18 t 35 m, = 38 o.

Vi roterer overleggssirkelen til stjernekartet slik at stjernene krysser den østlige delen av horisonten. På lemmet, overfor merket 22. desember, finner vi den lokale tiden for soloppgangen. Ved å plassere stjernen i den vestlige delen av horisonten, bestemmer vi det lokale tidspunktet for solnedgang for stjernen. Vi får

5. Bestem datoen for den øvre kulminasjonen av stjernen Regulus kl. 21.00 lokal tid.

Vi installerer den overliggende sirkelen slik at stjernen Regulus (Leo) er på linjen til den himmelske meridianen (0 h - 12 h skala av overliggende sirkel) sør for nordpolen. På skiven til den påførte sirkelen finner vi merket 21 og overfor det på kanten av den påførte sirkelen bestemmer vi datoen - 10. april.

6. Regn ut hvor mange ganger lysere Sirius er Nordstjerne.

Det er generelt akseptert at med en forskjell på én størrelsesorden avviker den tilsynelatende lysstyrken til stjerner med omtrent 2.512 ganger. Da vil en forskjell på 5 størrelser utgjøre en forskjell i lysstyrke på nøyaktig 100 ganger. Så stjerner i 1. størrelsesorden er 100 ganger lysere enn stjernene 6. størrelsesorden. Følgelig er forskjellen i de tilsynelatende størrelsene til to kilder lik enhet når en av dem er lysere enn den andre (denne verdien er omtrent lik 2,512). Generelt er forholdet mellom den tilsynelatende lysstyrken til to stjerner relatert til forskjellen i deres tilsynelatende størrelser ved et enkelt forhold:

Armaturer hvis lysstyrke overstiger lysstyrken til stjerner 1 m, har null og negativ størrelse.

Sirius størrelser m 1 = -1,6 og Polaris m 2 = 2,1, finner vi i tabellen.

La oss ta logaritmer av begge sider av forholdet ovenfor:

Dermed,. Herfra. Det vil si at Sirius er 30 ganger lysere enn Nordstjernen.

Note: ved å bruke strømfunksjonen får vi også svaret på spørsmålet om problemet.

7. Tror du det er mulig å fly på en rakett til en hvilken som helst konstellasjon?

En konstellasjon er et konvensjonelt definert område på himmelen der det er armaturer plassert i forskjellige avstander fra oss. Derfor er uttrykket "fly til en konstellasjon" meningsløst.