Codzienny ruch opraw

Wszystkie źródła światła poruszają się po niebie, dokonując jednego obrotu dziennie. Dzieje się tak na skutek obrotu Ziemi. Poruszają się jednak inaczej. Dla obserwatora znajdującego się na biegunie północnym nad horyzontem znajdują się tylko gwiazdy północnej półkuli nieba. Krążą w kółko tramontana i nie wychodź poza horyzont. Obserwator na Biegun południowy, widzi tylko gwiazdy półkuli południowej. Wszystkie gwiazdy znajdujące się zarówno na północnej, jak i południowej półkuli nieba można obserwować na równiku.

Gwiazdy mogą zachodzić i wschodzić na danej szerokości geograficznej miejsca obserwacji, a także nie wschodzić i nie zachodzić. Na przykład w Rosji gwiazdy konstelacji Krzyża Południa nie są widoczne - jest to konstelacja, która nie wznosi się na naszych szerokościach geograficznych. I konstelacja Draco, Mała Niedźwiedzica- konstelacje niezachodzące. Przejście światła przez południk nazywa się kulminacją. Na górnej kulminacji wysokość oprawy h jest maksymalna, na dolnej – minimalna. Przerwa między kulminacjami luminarzy wynosi 12 godzin (pół dnia).

Górne i dolne zwieńczenia opraw

Wysokość opraw w górnej kulminacji wynosi h = 90° - c + d. Wysokość opraw w dolnej kulminacji wynosi h = c + d - 90°. Słońce, jak każde inne źródło światła, codziennie wschodzi z horyzontu na wschodnim niebie i zachodzi na zachodzie. W południe czasu lokalnego dociera największa wysokość; najniższy punkt kulminacyjny występuje o północy. Latem na obszarach polarnych Słońce nie zachodzi poniżej horyzontu i można zaobserwować jego dolną kulminację. Na średnich szerokościach geograficznych pozorna codzienna droga Słońca na przemian ulega skróceniu i wydłużeniu w ciągu roku. Będzie najmniejszy w dniu przesilenia zimowego (około 22 grudnia), największy – w dniu przesilenia letniego (około 22 czerwca). W dniach równonocy wiosennej i jesiennej (odpowiednio 21 marca i 23 września) długość dnia jest równa długości nocy, ponieważ Słońce znajduje się na równiku niebieskim: wschodzi w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim.

Z powodu obrotu Ziemi wszystkie źródła światła i wyimaginowane punkty na sferze niebieskiej tworzą jedno pełny obrót wokół osi świata. Każde światło porusza się wzdłuż swojego równoleżnika dziennego, oddalonego od równika niebieskiego o wielkość deklinacji. Rotacja następuje ze wschodu na zachód lub, jeśli spojrzeć na sferę niebieską z zewnątrz, z północnego bieguna świata, zgodnie z ruchem wskazówek zegara.

Na ryc. 1.6 pokazuje codzienną równoległość dowolnie wybranego oprawy (σ) . Rozważmy przejście tego luminarza przez główne kręgi w ciągu dnia. W punkcie A oprawa przechodzi z podhoryzontalnej części kuli do części nadhoryzontalnej. Przekroczenie prawdziwego horyzontu przez oprawę nazywa się prawdziwym wschodem lub zachodem słońca. Zatem w punkcie ( A) światło wzrasta i w punkcie ( e) wchodzi. W punkcie (V) oprawa przecina wschodnią część pierwszego pionu i w punkcie (D ) – Western.

W punkcie (Z)świetliste krzyże obserwując południową część południka ciało Przecięcie południka obserwatora przez oprawę nazywa się kulminacją oprawy. W ciągu dnia obserwuje się dwie kulminacje: górną w punkcie Z i dół w tym miejscu (F ) , kiedy oprawa przecina północną część południka obserwatora.

Prześledźmy ćwiartki horyzontu, wzdłuż których oprawa przechodzi w ciągu dnia. Światło wznosiło się na północnym wschodzie, następnie przecina wschodnią część pierwszego pionu i opada do części południowo-wschodniej sfera niebieska, następnie osiąga kulminację i uderza w południowo-zachodnią część, następnie przecina zachodnią część pierwszego pionu i kończy się w ostatniej, północno-zachodniej części kuli, gdzie zachodzi. Po dolnej kulminacji światło ponownie wpada do północno-wschodniej części kuli i wszystko się powtarza.

Zatem gwiazda na ryc. 1.6 następuje taka zmiana nazw kwater azymutu: NE, SE, SW, NW.

Ale nie wszyscy luminarze doświadczają takiej zmiany nazw azymutów. U rozważanego luminarza

deklinacja była taka sama jak szerokość geograficzna. Gdyby deklinacja była południowa, światło wznosiłoby się na południowym wschodzie, a po kulminacji zachodziłoby na południowym zachodzie. Co więcej, oprawy mogą być tak umiejscowione na sferze niebieskiej, aby ich codzienne równoleżniki w ogóle nie przecinały prawdziwego horyzontu, tj. Móc być nie wschodzącymi i nie zachodzącymi źródłami światła.

Spójrzmy na rys. 1.7. Na nim rzutowana jest sfera niebieska na płaszczyznę południka obserwatora. Równik niebieski jest pokazany prosto Pytanie,\ pierwsza pionowa pokrywa się z linią pionu, a punkty wschodu i zachodu pokrywają się ze środkiem kuli i nie są wskazane na rysunku. Równolegle dzienne pokazano jako linie proste równoległe do linii równika niebieskiego Pytanie‘.

Oprawy 1 i 2 nie zapalają się, oprawa 5 nie wschodzi. Oprawy 3 i 4 wschodzą i zachodzą, ale dla luminarza 3 deklinacja jest taka sama jak szerokość geograficzna i przez większą część dnia znajduje się nad horyzontem, a dla luminarza 4 deklinacja jest przeciwna do szerokości geograficznej i przez większość dnia znajduje się poniżej horyzontu większość dnia.

Na ryc. 1.7 jasne jest, że gdyby deklinacja oprawy 3 była równa łukowi NQ‘, równy 90°-φ , wówczas jego równoleżnik dobowy dotknąłby prawdziwego horyzontu w punkcie N. Zatem warunek istnienia źródła światła wzrosła i zaszła, jest wymogiem 8< 90°-φ . Wynika z tego dla nigdy nie zachodzących luminarzy 8 > 90°-φ i φ I 8 mają tę samą nazwę.

Do opraw nie wznoszących się 8 > 90°-φ i φ i 8 różne nazwy.

- 8 = φ i o tej samej nazwie światło przechodzi przez zenit;

- 8 = φ i przeciwne nazwy, luminarz przechodzi przez nadir;

- 8 < φ i tej samej nazwie, oprawa przecina pierwszy pion nad horyzont;

- 8 < φ i przeciwne nazwy, oprawa przecina pierwszą pionową poniżej horyzontu;

- 8 > φ oprawa nie przecina pierwszego pionu.

Jeśli oprawa nie przekroczy pierwszego pionu, to znajduje się zaledwie w dwóch czwartych horyzontu, jak np. oprawa 1. Po kulminacji taka oprawa osiąga swój maksymalny azymut, a następnie ponownie zbliża się do południka obserwatora, do innego kulminacja. Położenie źródła światła, które jest najbardziej oddalone w azymucie od południka obserwatora, nazywa się wydłużeniem. W ciągu dnia gwiazda ulega dwóm wydłużeniom - wschodniemu i zachodniemu.

W górnej kulminacji oprawy 3 (ryc. 1.7) jej wysokość wynosi łukSk . Nazywa się wysokość gwiazdy w południku obserwatora wysokość południkowa i jest oznaczony jako „N”. Na ryc. 1.7 jasne jest, że łuk Sk składa się z łuku S.Q., co jest równe 90°- φ i łuki Qk, co jest równe deklinacji gwiazdy.

Zatem, N= 90° ~ φ + 8, skąd dochodzimy, biorąc pod uwagę, że 90°-H= z,:

φ = z+8 (1.3)

Korzystając ze wzoru (1.3), szerokość geograficzną określa się według wysokość południkowa Słońca, co zostanie szczegółowo opisane w punkcie 3.6.

Rozważmy teraz naturę zmiany współrzędnych źródła światła w wyniku codziennego obrotu sfery niebieskiej.

Na ryc. Widoczny jest 1,6 aby deklinacja utrzymywała się na stałym poziomie przez cały dzień . Ponieważ punkt Barana uczestniczy w codziennym obrocie sfery niebieskiej, a następnie kieruje wzniesienie pozostaje stałe .

Kąt godzinny gwiazdy zmienia się w wyniku ruchu południka gwiazdy spowodowanego obrotem sfery niebieskiej. Dlatego kąt godzinny oprawy zmienia się ściśle proporcjonalnie do czasu.

Aby poznać charakter zmiany wysokość i azymut, musimy rozróżnić formuły

(1.1) i (1.2) PrzezT . Po wykonaniu wszystkich niezbędnych przekształceń otrzymujemy:

Δ h = -cos φ grzechAΔ T (1.4)

Δ A=- ( grzech φ -sałata φ tghcosA) Δ T (1.5)

Formuły te to umożliwiają, przypisując argumentom wartości ekstremalne funkcje trygonometryczne(0° lub 90°), znajdź zmiany wysokości i azymutu.

Analiza wzoru (1.4) pokazuje jakie jest minimum (Δ H = 0) izmspadek wysokości następuje o godz południk obserwatora, podczas kulminacji i dla obserwatora na biegunie.

Na ryc. 1.8 jasne jest, że w tym przypadku równoleżniki dobowe są równoległe do horyzontu, a wysokości są równe deklinacji świateł.

Na ryc. 1.8 pokazuje położenie dobowych równoleżników opraw dla obserwatora na biegunie, a na ryc. 1,9 - dla obserwatora na równiku.

Największą zmianę wysokości obserwuje się dla opraw na pierwszym pionie, szczególnie na niskich szerokościach geograficznych. jak widać na ryc. 1. 9

Z podobnej analizy wzoru (1.5) wynika, że ​​azymut zmienia się maksymalnie w pobliżu południka obserwatora, a minimalnie w pobliżu pierwszego pionu.

Dla obserwatora na biegunie Δ A = Δ T, te. azymut zmienia się równomiernie, proporcjonalnie do czasu obserwator na niskich szerokościach geograficznych, zwłaszcza Zwłaszcza na dużych wysokościach gwiazd azymut zmienia się wyjątkowo nierównomiernie, gdy w ciągu kilku minut może zmienić się o kilkadziesiąt stopni. Okoliczność ta jest wykorzystywana przy określaniu pozycji statku przez Słońce w tropikach.

Na ryc. 1.9 widać, że azymut oprawy 2 po wschodzie słońca przez długi czas utrzymuje się na poziomie około 90°. Następnie w okolicach kulminacji zmienia się gwałtownie i aż do zachodu słońca utrzymuje się w okolicach 270°.

Analiza ryc. 1.8 pokazuje, że na biegunie połowa gwiazd nie zachodzi, a połowa nie wschodzi. Almucantarata pokrywają się z podobieństwami i H= 8

Dla obserwatora na równiku (ryc. 1.9) wszystkie gwiazdy wschodzą i zachodzą. Ani jedna oprawa nie przecina pierwszego pionu, tj. każde źródło światła znajduje się tylko w odległości dwóch czwartych horyzontu. Równolegle dzienne znajdują się prostopadle do horyzontu, a źródła światła, w tym Słońce, szybko je mijają. Oznacza to, że zmierzch w tropikach jest bardzo krótki i określenie pozycji statku na podstawie gwiazd (a jest to możliwe tylko o zmierzchu, gdy widoczne są zarówno gwiazdy, jak i horyzont) musi być dobrze zorganizowane i szybko przeprowadzone.

Pytania.

1. Pozorny ruch opraw jako konsekwencja ich własnego ruchu w przestrzeni, obrotu Ziemi i jej obrotu wokół Słońca.
2. Zasady wyznaczania współrzędnych geograficznych na podstawie obserwacji astronomicznych (str. 4 s. 16).
3. Przyczyny zmiany faz Księżyca, warunki występowania i częstotliwość zaćmień Słońca i Księżyca (str. 6 ust. 1,2).
4. Cechy codziennego ruchu Słońca na różnych szerokościach geograficznych w różnych porach roku (str. 4 s. 2, s. 5).
5. Zasada działania i przeznaczenie teleskopu (str. 2).
6. Metody wyznaczania odległości do ciał Układu Słonecznego i ich rozmiarów (Ap. 12).
7. Możliwości analizy spektralnej i obserwacji pozaatmosferycznych do badania natury ciał niebieskich (str. 14, „Fizyka” s. 62).
8. Najważniejsze kierunki i zadania badań i eksploracji kosmosu.
9. Prawo Keplera, jego odkrycie, znaczenie, granice stosowania (s. 11).
10. Główne cechy planet ziemskich, planet-olbrzymów (s. 18, 19).
11. Charakterystyczne cechy Księżyca i satelitów planetarnych (str. 17-19).
12. Komety i asteroidy. Podstawowe pojęcia o pochodzeniu Układu Słonecznego (s. 20, 21).
13. Słońce jest jak typowa gwiazda. Główna charakterystyka (str. 22).
14. Najważniejsze przejawy aktywności słonecznej. Ich związek ze zjawiskami geograficznymi (s. 22 ust. 4).
15. Metody wyznaczania odległości do gwiazd. Jednostki odległości i połączenia między nimi (s. 23).
16. Podstawowe cechy fizyczne gwiazd i ich relacje (s. 23, pkt 3).
17. Fizyczne znaczenie prawa Stefana-Boltzmanna i jego zastosowanie do wyznaczania cech fizycznych gwiazd (str. 24 ust. 2).
18. Gwiazdy zmienne i niestacjonarne. Ich znaczenie dla badania natury gwiazd (s. 25).
19. Podwójne gwiazdy i ich rola w określaniu cech fizycznych gwiazd.
20. Ewolucja gwiazd, jej etapy i etapy końcowe (s. 26).
21. Skład, struktura i wielkość naszej Galaktyki (str. 27 ust. 1).
22. gromady gwiazd, stan fizyczny ośrodek międzygwiazdowy (P. 27 s. 2, s. 28).
23. Główne typy galaktyk i ich charakterystyczne cechy (str. 29).
24. Podstawy współczesnych idei dotyczących budowy i ewolucji Wszechświata (s. 30).

Zadania praktyczne.

1. Zadanie mapy gwiazd.
2. Wyznaczanie szerokości geograficznej.
3. Wyznaczanie deklinacji gwiazdy według szerokości i wysokości.
4. Obliczanie wielkości oprawy za pomocą paralaksy.
5. Warunki widzialności Księżyca (Wenus, Mars) według szkolnego kalendarza astronomicznego.
6. Obliczanie okresu obiegu planet na podstawie III prawa Keplera.

Odpowiedzi.

Bilet numer 1. Ziemia wykonuje złożone ruchy: obraca się wokół własnej osi (T=24 godziny), porusza się wokół Słońca (T=1 rok), obraca się wraz z Galaktyką (T=200 tys. lat). Z tego widać, że wszystkie obserwacje wykonane z Ziemi różnią się pozornymi trajektoriami. Planety dzielą się na wewnętrzne i zewnętrzne (wewnętrzne: Merkury, Wenus; zewnętrzne: Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton). Wszystkie te planety krążą w taki sam sposób, jak Ziemia wokół Słońca, jednak dzięki ruchowi Ziemi można zaobserwować pętlowy ruch planet (kalendarz s. 36). Dzięki złożony ruch Ziemia i planety powstają z różnych konfiguracji planetarnych.

Komety i ciała meteorytów poruszają się po trajektoriach eliptycznych, parabolicznych i hiperbolicznych.

Bilet numer 2. Istnieją 2 współrzędne geograficzne: szerokość i długość geograficzna. Astronomia jako nauka praktyczna pozwala znaleźć te współrzędne (figura „wysokość źródła światła w górnej kulminacji”). Wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem jest równa szerokości geograficznej miejsca obserwacji. Możesz określić szerokość geograficzną miejsca obserwacji na podstawie wysokości gwiazdy w górnej kulminacji ( Punkt kulminacyjny- moment przejścia oprawy przez południk) według wzoru:

h = 90° - j + d,

gdzie h to wysokość gwiazdy, d to deklinacja, j to szerokość geograficzna.

Długość geograficzna to druga współrzędna, mierzona od południka głównego Greenwich na wschód. Ziemia podzielona jest na 24 strefy czasowe, różnica czasu wynosi 1 godzinę. Różnica czasu lokalnego jest równa różnicy długości geograficznej:

l m - l Gr = t m - t gr

Czas lokalny- Ten czas słoneczny V to miejsce Ziemia. W każdym punkcie czas lokalny jest inny, dlatego ludzie żyją według czasu standardowego, czyli według czasu środkowego południka danej strefy. Linia daty przebiega na wschodzie (Cieśnina Beringa).

Bilet numer 3. Księżyc porusza się wokół Ziemi w tym samym kierunku, w którym Ziemia obraca się wokół własnej osi. Odbiciem tego ruchu, jak wiemy, jest widzialny ruch Księżyca na tle gwiazd w kierunku obrotu nieba. Każdego dnia Księżyc przesuwa się względem gwiazd na wschód o około 13°, a po 27,3 dniach powraca do tych samych gwiazd, zataczając pełny okrąg na sferze niebieskiej.

Pozornemu ruchowi Księżyca towarzyszy ciągła zmiana jego wyglądu - zmiana faz. Dzieje się tak, ponieważ Księżyc zajmuje różne pozycje w stosunku do Słońca i Ziemi, które go oświetlają.

Kiedy Księżyc jawi się nam jako wąski sierp, reszta jego dysku również lekko świeci. Zjawisko to nazywane jest światłem popielatym i tłumaczy się tym, że Ziemia oświetla nocną stronę Księżyca odbitym światłem słonecznym.

Ziemia i Księżyc, oświetlone przez Słońce, rzucają stożki cienia i półcienia. Kiedy Księżyc całkowicie lub częściowo wpada w cień Ziemi, następuje całkowite lub częściowe zaćmienie Księżyca. Z Ziemi jest widoczny jednocześnie wszędzie tam, gdzie Księżyc znajduje się nad horyzontem. Faza całkowitego zaćmienia Księżyca trwa do momentu, gdy Księżyc zacznie wyłaniać się z cienia Ziemi i może trwać do 1 godziny 40 minut. promienie słoneczne, załamane w atmosferze ziemskiej, wpadają w stożek cienia Ziemi. W tym przypadku atmosfera silnie pochłania promienie niebieskie i sąsiednie, a do stożka przepuszcza głównie promienie czerwone. To dlatego Księżyc podczas większej fazy zaćmienia przybiera czerwonawą barwę i nie znika całkowicie. Zaćmienia Księżyca zdarza się nawet trzy razy w roku i oczywiście tylko podczas pełni księżyca.

Zaćmienie Słońca jako całkowite widoczne jest tylko wtedy, gdy na Ziemię pada plama cienia Księżyca, której średnica nie przekracza 250 km. Gdy Księżyc porusza się po swojej orbicie, jego cień przesuwa się po Ziemi z zachodu na wschód, wyznaczając kolejno wąskie pasmo całkowitego zaćmienia. Tam, gdzie półcień Księżyca opada na Ziemię, obserwuje się częściowe zaćmienie Słońca.

Ze względu na niewielką zmianę odległości Ziemi od Księżyca i Słońca pozorna średnica kątowa jest czasami nieco większa, czasami nieco mniejsza od słonecznej, czasami jej równa. W pierwszym przypadku całkowite zaćmienie Słońca trwa do 7 minut i 40 sekund, w drugim Księżyc nie zasłania całkowicie Słońca, a w trzecim tylko na jedną chwilę.

W ciągu roku może wystąpić od 2 do 5 zaćmień słońca, w tym drugim przypadku z pewnością są one częściowe.

Bilet numer 4. W ciągu roku Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki. Ekliptyka przechodzi przez 12 konstelacji zodiaku. W ciągu dnia Słońce, niczym zwykła gwiazda, porusza się równolegle do równika niebieskiego
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Ta zmiana deklinacji jest spowodowana nachyleniem osi Ziemi w stosunku do płaszczyzny orbity.

Na szerokości geograficznej zwrotników Raka (południe) i Koziorożca (północ) Słońce znajduje się w zenicie w dni przesilenia letniego i zimowego.

Na biegunie północnym Słońce i gwiazdy nie zachodzą między 21 marca a 22 września. Noc polarna rozpoczyna się 22 września.

Bilet numer 5. Teleskopy występują w dwóch rodzajach: teleskop zwierciadlany i teleskop refrakcyjny (zdjęcia).

Oprócz teleskopów optycznych istnieją radioteleskopy, czyli urządzenia rejestrujące promieniowanie kosmiczne. Radioteleskop to antena paraboliczna o średnicy około 100 m. Jako podłoże dla anteny wykorzystywane są naturalne formacje, takie jak kratery czy zbocza górskie. Emisja radiowa umożliwia badanie planet i układów gwiezdnych.

Bilet numer 6. Paralaksa pozioma nazywany kątem, pod którym promień Ziemi jest widoczny z planety, prostopadle do linii wzroku.

p² - paralaksa, r² - promień kątowy, R - promień Ziemi, r - promień oprawy.

Obecnie do określania odległości do opraw stosuje się metody radarowe: wysyłają sygnał radiowy na planetę, sygnał jest odbijany i rejestrowany przez antenę odbiorczą. Znając czas podróży sygnału, określa się odległość.

Bilet numer 7. Analiza spektralna jest niezbędnym narzędziem do badania wszechświata. Analiza spektralna jest metodą stosowaną do określenia skład chemiczny ciała niebieskie, ich temperatura, wielkość, budowa, odległość od nich i prędkość ich ruchu. Analizę spektralną przeprowadza się za pomocą przyrządów spektrograficznych i spektroskopowych. Za pomocą analizy widmowej określono skład chemiczny gwiazd, komet, galaktyk i ciał Układu Słonecznego, ponieważ w widmie każda linia lub zestaw linii jest charakterystyczna dla pierwiastka. Intensywność widma można wykorzystać do określenia temperatury gwiazd i innych ciał.

Na podstawie widma gwiazdy przypisuje się do jednej lub drugiej klasy widmowej. Ze diagramu widmowego można wyznaczyć pozorną wielkość gwiazdy, a następnie korzystając ze wzorów:

M = m + 5 + 5log p

log L = 0,4(5 - M)

znajdź wielkość bezwzględną, jasność, a co za tym idzie, rozmiar gwiazdy.

Korzystanie ze wzoru Dopplera

Stworzenie nowoczesnych stacji kosmicznych, statków kosmicznych wielokrotnego użytku, a także start statki kosmiczne do planet („Vega”, „Mars”, „Księżyc”, „Voyager”, „Hermes”) umożliwił zainstalowanie na nich teleskopów, przez które można te oprawy obserwować z bliska bez zakłóceń atmosferycznych.

Bilet numer 8. Początek ery kosmicznej położyły prace rosyjskiego naukowca K. E. Ciołkowskiego. Zaproponował wykorzystanie silników odrzutowych do eksploracji kosmosu. Jako pierwszy zaproponował pomysł wykorzystania rakiet wielostopniowych do wystrzelenia statku kosmicznego. Pionierem tej koncepcji była Rosja. Pierwszy sztuczny satelita Ziemi został wystrzelony 4 października 1957 r., pierwszy przelot obok Księżyca i wykonanie zdjęć – 1959 r., pierwszy załogowy lot kosmiczny – 12 kwietnia 1961 r. Pierwszy amerykański lot na Księżyc – 1964 r., wystrzelenie statków kosmicznych i przestrzeni kosmicznej stacje .

1. Cele naukowe:

• obecność człowieka w kosmosie;
• eksploracja kosmosu;
• rozwój technologii lotów kosmicznych;

1. Cele wojskowe (ochrona przed atakiem nuklearnym);
2. Telekomunikacja (łączność satelitarna realizowana za pomocą satelitów komunikacyjnych);
3. Prognozy pogody, prognozy klęski żywiołowe(satelity meteo);
4. Cele produkcyjne:

• szukać minerałów;
• monitorowanie środowiska.

Bilet numer 9. Zasługa odkrycia praw ruchu planet należy do wybitnego naukowca Johannesa Keplera.

Pierwsze prawo. Każda planeta krąży po elipsie, której jednym z ognisk jest Słońce.

Drugie prawo. (prawo pól). Wektor promienia planety opisuje się w równych odstępach czasu równe obszary. Z tego prawa wynika, że ​​prędkość planety poruszającej się po swojej orbicie, im bliżej Słońca, tym większa.

Trzecie prawo. Kwadraty gwiezdnych okresów obrotu planet są powiązane jako sześciany półosi wielkich ich orbit.

Prawo to umożliwiło ustalenie względnych odległości planet od Słońca (w jednostkach półosi wielkiej orbity Ziemi), ponieważ okresy gwiazdowe planet zostały już obliczone. Za jednostkę astronomiczną odległości (AU) przyjmuje się półoś wielką orbity Ziemi.

Bilet numer 10. Plan:

1. Wymień wszystkie planety;
2. Podział (planety grupa naziemna: Merkury, Mars, Wenus, Ziemia, Pluton; i planety-olbrzymy: Jowisz, Saturn, Uran, Neptun);
3. Omów cechy tych planet na podstawie tabeli. 5 (s. 144);
4. Wskaż główne cechy tych planet.

Bilet numer 11 . Plan:

1. Warunki fizyczne na Księżycu (rozmiar, masa, gęstość, temperatura);

Księżyc jest 81 razy mniejszy od Ziemi, a jego średnia gęstość wynosi 3300 kg/m 3, czyli mniej niż Ziemia. Na Księżycu nie ma atmosfery, jest tylko cienka powłoka pyłu. Ogromne różnice w temperaturze powierzchni Księżyca z dnia na noc można wytłumaczyć nie tylko brakiem atmosfery, ale także czasem trwania księżycowego dnia i księżycowej nocy, co odpowiada naszym dwóm tygodniom. Temperatura w podsłonecznym punkcie Księżyca sięga +120°C, a w przeciwległym punkcie półkuli nocnej - 170°C.

1. Płaskorzeźba, morza, kratery;
2. Cechy chemiczne powierzchnie;
3. Obecność aktywności tektonicznej.

Satelity planet:

1. Mars (2 małe satelity: Fobos i Deimos);
2. Jowisz (16 satelitów, najsłynniejsze 4 satelity galilejskie: Europa, Callisto, Io, Ganimedes; na Europie odkryto ocean wody);
3. Saturn (17 satelitów, Tytan jest szczególnie znany: ma atmosferę);
4. Uran (16 satelitów);
5. Neptun (8 satelitów);
6. Pluton (1 satelita).

Bilet numer 12. Plan:

1. Komety (charakter fizyczny, budowa, orbity, rodzaje), najbardziej znane komety:

• Kometa Halleya (T = 76 lat; 1910 - 1986 - 2062);
• Kometa Enck;
• Kometa Hyakutaki;

1. Asteroidy (mniejsze planety). Najbardziej znane to Ceres, Westa, Pallas, Juno, Ikar, Hermes, Apollo (w sumie ponad 1500).

Badania komet, asteroid i rojów meteorów wykazały, że wszystkie mają tę samą naturę fizyczną i ten sam skład chemiczny. Określenie wieku Układu Słonecznego sugeruje, że Słońce i planety są w przybliżeniu w tym samym wieku (około 5,5 miliarda lat). Zgodnie z teorią pochodzenia Układu Słonecznego akademika O. Yu Schmidta, Ziemia i planety powstały z chmury gazowo-pyłowej, która zgodnie z prawem powszechnego ciążenia została przechwycona przez Słońce i obrócona w powietrzu. w tym samym kierunku co Słońce. Stopniowo w tej chmurze tworzyły się kondensacje, które dały początek planetom. Dowodem na to, że z takich skupisk powstały planety, jest upadek meteorytów na Ziemię i inne planety. I tak w 1975 roku odnotowano upadek komety Wachmanna-Strassmanna na Jowisza.

Bilet numer 13. Słońce jest najbliższą nam gwiazdą, w której w przeciwieństwie do wszystkich innych gwiazd możemy obserwować dysk i za pomocą teleskopu badać jego drobne szczegóły. Słońce jest typową gwiazdą i dlatego jego badanie pomaga ogólnie zrozumieć naturę gwiazd.

Masa Słońca jest 333 tysiące razy większa od masy Ziemi, moc całkowitego promieniowania Słońca wynosi 4 * 10 23 kW, efektywna temperatura wynosi 6000 K.

Jak wszystkie gwiazdy, Słońce jest gorącą kulą gazu. Składa się głównie z wodoru z domieszką 10% (liczba atomów) helu, 1-2% masy Słońca stanowią inne cięższe pierwiastki.

Na Słońcu materia jest silnie zjonizowana, to znaczy atomy utraciły swoje zewnętrzne elektrony i wraz z nimi stały się wolnymi cząsteczkami zjonizowanego gazu – plazmy.

Średnia gęstość materii słonecznej wynosi 1400 kg/m3. Jest to jednak liczba średnia, a gęstość w warstwach zewnętrznych jest nieproporcjonalnie mniejsza, a w środkowej 100 razy większa.

Pod wpływem sił przyciągania grawitacyjnego skierowanych w stronę centrum Słońca w jego głębinach powstaje ogromne ciśnienie, które w centrum osiąga 2*10 8 Pa, przy temperaturze około 15 milionów K.

W takich warunkach jądra atomów wodoru mają bardzo duże prędkości i mogą się ze sobą zderzać pomimo działania elektrostatycznej siły odpychającej. Niektóre zderzenia powodują reakcje jądrowe, podczas których z wodoru powstaje hel i wydziela się duża ilość ciepła.

Powierzchnia słońca (fotosfera) ma strukturę ziarnistą, to znaczy składa się z „ziarna” o średniej wielkości około 1000 km. Granulacja jest konsekwencją ruchu gazów w strefie położonej wzdłuż fotosfery. Czasami w niektórych obszarach fotosfery ciemne przerwy między plamami zwiększają się i tworzą się duże ciemne plamy. Obserwując plamy słoneczne przez teleskop, Galileusz zauważył, że poruszają się one po widzialnym dysku Słońca. Na tej podstawie doszedł do wniosku, że Słońce obraca się wokół własnej osi w okresie 25 dni. na równiku i 30 dni. w pobliżu biegunów.

Plamy są formacjami niestabilnymi, najczęściej pojawiają się w grupach. Wokół plam czasami widoczne są prawie niezauważalne formacje świetlne, zwane pochodniami. Główną cechą plam i pochodni jest obecność pól magnetycznych o indukcji sięgającej 0,4-0,5 Tesli.

Bilet numer 14. Manifestacja aktywność słoneczna na Ziemi:

1. Plamy słoneczne są aktywnym źródłem promieniowania elektromagnetycznego, powodującego tzw. „burze magnetyczne”. Te „burze magnetyczne” wpływają na komunikację telewizyjną i radiową oraz powodują potężne zorze polarne.
2. Słońce emituje następujące rodzaje promieniowania: ultrafiolet, promieniowanie rentgenowskie, podczerwień i promieniowanie kosmiczne (elektrony, protony, neutrony i hadrony cząstek ciężkich). Promieniowanie to jest prawie całkowicie blokowane przez atmosferę ziemską. Dlatego też atmosferę ziemską należy utrzymywać w normalnym stanie. Okresowo pojawiające się dziury ozonowe umożliwiają przedostawanie się promieniowania słonecznego do powierzchni Ziemi i niekorzystnie wpływają na życie organiczne na Ziemi.
3. Aktywność słoneczna występuje co 11 lat. Ostatnia maksymalna aktywność Słońca miała miejsce w 1991 roku. Oczekiwane maksimum to rok 2002. Maksymalna aktywność słoneczna oznacza największą liczbę plam słonecznych, promieniowania i protuberancji. Od dawna ustalono, że zmiany aktywności słonecznej Słońca wpływają na następujące czynniki:

• sytuacja epidemiologiczna na Ziemi;
• liczba różnego rodzaju klęsk żywiołowych (tajfuny, trzęsienia ziemi, powodzie itp.);
• na temat liczby wypadków samochodowych i kolejowych.

Maksimum tego wszystkiego występuje w latach aktywnego Słońca. Jak ustalił naukowiec Chizhevsky, aktywne Słońce wpływa na samopoczucie człowieka. Od tego czasu opracowywane są okresowe prognozy dobrostanu człowieka.

Bilet numer 15. Promień Ziemi okazuje się zbyt mały, aby służyć jako podstawa do pomiaru przemieszczenia paralaktycznego gwiazd i odległości do nich. Dlatego używają rocznej paralaksy zamiast poziomej.

Roczna paralaksa gwiazdy to kąt, pod jakim półoś wielka orbity Ziemi jest widoczna z gwiazdy, jeśli jest prostopadła do linii wzroku.

a jest półoś wielką orbity Ziemi,

p - roczna paralaksa.

Stosowana jest również jednostka odległości parsek. Parsek to odległość, z której półoś wielka orbity Ziemi, prostopadła do linii wzroku, jest widoczna pod kątem 1².

1 parsek = 3,26 lat świetlnych = 206265 AU. tj. = 3 * 10 11 km.

Mierząc roczną paralaksę, można wiarygodnie określić odległość do gwiazd znajdujących się w odległości nie większej niż 100 parseków lub 300 lat świetlnych. lata.

Bilet numer 16. Gwiazdy są klasyfikowane według następujących parametrów: rozmiar, kolor, jasność, klasa widmowa.

Ze względu na wielkość gwiazdy dzielą się na karły, gwiazdy średnie, gwiazdy normalne, gwiazdy olbrzymy i nadolbrzymy. Gwiazdy karłowate - satelita gwiazdy Syriusz; środkowy - Sun, Capella (Auriga); normalny (t = 10 tys. K) - ma wymiary między Słońcem a Capellą; gigantyczne gwiazdy - Antares, Arcturus; nadolbrzymy - Betelgeza, Aldebaran.

Według koloru gwiazdy dzielą się na czerwony (Antares, Betelgeuse - 3000 K), żółty (Słońce, Capella - 6000 K), biały (Syriusz, Deneb, Vega - 10000 K), niebieski (Spica - 30000 K).

Gwiazdy są klasyfikowane według ich jasności w następujący sposób. Jeśli przyjmiemy jasność Słońca jako 1, wówczas białe i niebieskie gwiazdy mają jasność 100 i 10 tysięcy razy większą niż jasność Słońca, a czerwone karły mają 10 razy mniejszą jasność Słońca.

W oparciu o widmo gwiazdy dzieli się na klasy widmowe (patrz tabela).

Warunki równowagi: jak wiadomo, gwiazdy są jedynymi obiektami przyrody, w obrębie których zachodzą niekontrolowane zdarzenia. reakcje termojądrowe synteza, której towarzyszy wydanie duża ilość energię i określić temperaturę gwiazd. Większość gwiazd jest w stanie stacjonarnym, to znaczy nie eksploduje. Niektóre gwiazdy eksplodują (tzw. nowe i supernowe). Dlaczego gwiazdy na ogół znajdują się w równowadze? Wytrzymałość wybuchy nuklearne w gwiazdach stacjonarnych równoważy ją siła grawitacji, dlatego gwiazdy te utrzymują równowagę.

Bilet numer 17. Prawo Stefana-Boltzmanna określa związek pomiędzy promieniowaniem a temperaturą gwiazd.

e = sT 4 s - współczynnik, s = 5,67 * 10 -8 W/m 2 do 4

e - energia promieniowania na jednostkę powierzchni gwiazdy

L to jasność gwiazdy, R to promień gwiazdy.

Korzystając ze wzoru Stefana-Boltzmanna i prawa Wiena, określa się długość fali, przy której występuje maksymalne promieniowanie:

l max T = b b - Stała Wiena

Można postępować odwrotnie, tj. wykorzystując jasność i temperaturę do określenia rozmiarów gwiazd.

Bilet numer 18. Plan:

1. Cefeidy
2. Nowe gwiazdy
3. Supernowe

Bilet numer 19. Plan:

1. Wizualnie podwaja się, mnoży
2. Spektralne dublety
3. Zaćmienie gwiazd zmiennych

Bilet numer 20. Tam są różne typy gwiazdy: pojedyncze, podwójne i wielokrotne, stacjonarne i zmienne, gwiazdy olbrzymy i gwiazdy karłowate, nowe i supernowe. Czy są jakieś wzorce w tej różnorodności gwiazd, w ich pozornym chaosie? Takie wzory istnieją pomimo różnej jasności, temperatur i rozmiarów gwiazd.

1. Ustalono, że jasność gwiazd wzrasta wraz ze wzrostem masy, a zależność tę określa wzór L = m 3,9, ponadto dla wielu gwiazd obowiązuje prawo L » R 5,2.
2. Zależność L od t° i koloru (kolor - wykres jasności).

Im masywniejsza gwiazda, tym szybciej główne paliwo - wodór - wypala się, zamieniając się w hel ( ). Masywne niebieskie i białe olbrzymy wypalają się w ciągu 10 7 lat. Żółte gwiazdki takie jak Capella i Słońce wypalają się w ciągu 10 10 lat (t Słońca = 5 * 10 9 lat). Białe i niebieskie gwiazdy wypalają się i zamieniają w czerwone olbrzymy. Zachodzi w nich synteza 2C + He ® C 2 He. W miarę wypalania się helu gwiazda kurczy się i zamienia w białego karła. Biały karzeł ostatecznie zamienia się w bardzo gęstą gwiazdę składającą się wyłącznie z neutronów. Zmniejszenie rozmiaru gwiazdy prowadzi do jej bardzo szybkiego obrotu. Gwiazda ta wydaje się pulsować, emitując fale radiowe. Nazywa się je pulsarami – ostatnim etapem gigantycznych gwiazd. Niektóre gwiazdy o masie znacznie większej od masy Słońca są skompresowane do tego stopnia, że ​​zamieniają się w tzw. „czarne dziury”, które dzięki grawitacji nie emitują promieniowania widzialnego.

Bilet numer 21. Nasz układ gwiezdny - Galaktyka jest jedną z galaktyk eliptycznych. Droga Mleczna, którą widzimy, to tylko część naszej Galaktyki. Nowoczesne teleskopy umożliwiają obserwację gwiazd o wielkości do 21mag. Liczba tych gwiazd wynosi 2 * 10 9, ale to tylko niewielka część populacji naszej Galaktyki. Średnica Galaktyki wynosi około 100 tysięcy lat świetlnych. Obserwując Galaktykę można zauważyć „rozszczepienie”, którego przyczyną jest pył międzygwiazdowy zasłaniający przed nami gwiazdy Galaktyki.

Populacja Galaktyki.

W jądrze galaktyki znajduje się wiele czerwonych olbrzymów i cefeid krótkookresowych. W gałęziach dalej od centrum znajduje się wiele nadolbrzymów i klasycznych cefeid. Ramiona spiralne zawierają gorące nadolbrzymy i klasyczne cefeidy. Nasza Galaktyka krąży wokół centrum Galaktyki, które znajduje się w gwiazdozbiorze Herkulesa. Układ Słoneczny dokonuje rewolucji wokół centrum Galaktyki co 200 milionów lat. Na podstawie rotacji Układu Słonecznego można określić przybliżoną masę Galaktyki - 2 * 10 11 m Ziemi. Uważa się, że gwiazdy są nieruchome, choć w rzeczywistości poruszają się. Ponieważ jednak jesteśmy od nich znacznie oddaleni, ruch ten można obserwować dopiero przez tysiące lat.

Bilet numer 22. W naszej Galaktyce oprócz pojedynczych gwiazd występują gwiazdy połączone w gromady. Istnieją 2 rodzaje gromad gwiazd:

1. Rozsiany gromady gwiazd, na przykład gromada gwiazd Plejady w konstelacjach Byka i Hiady. Gołym okiem widać 6 gwiazd w Plejadach, ale jeśli spojrzysz przez teleskop, zobaczysz rozproszone gwiazdy. Rozmiar gromad otwartych wynosi kilka parseków. Gromady otwarte gwiazd składają się z setek gwiazd ciągu głównego i nadolbrzymów.
2. Gromady kuliste gwiazd mają rozmiary do 100 parseków. Gromady te charakteryzują się cefeidami krótkookresowymi i szczególną wielkością (od -5 do +5 jednostek).

Rosyjski astronom V. Ya Struve odkrył, że istnieje międzygwiazdowa absorpcja światła. To międzygwiazdowa absorpcja światła powoduje zmniejszenie jasności gwiazd. Ośrodek międzygwiazdowy wypełniony jest kosmicznym pyłem, który tworzy tak zwane mgławice, na przykład ciemne mgławice Wielkiego Obłoku Magellana i Końskiego Łba. W gwiazdozbiorze Oriona znajduje się mgławica gazowo-pyłowa, która świeci odbitym światłem pobliskich gwiazd. W konstelacji Wodnika znajduje się Wielka Mgławica Planetarna, powstała w wyniku wyrzucenia gazu z pobliskich gwiazd. Woroncow-Wielyaminow udowodnił, że emisja gazów z gwiazd olbrzymów jest wystarczająca do powstania nowych gwiazd. Mgławice gazowe tworzą warstwę w Galaktyce o grubości 200 parseków. Składają się z H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Neutralny wodór emituje długość fali 0,21 m. Rozkład tej emisji radiowej determinuje rozmieszczenie wodoru w Galaktyce. Ponadto Galaktyka posiada źródła emisji radiowej bremsstrahlung (promieni rentgenowskich) (kwazarów).

Bilet numer 23. W XVII wieku William Herschel umieścił na mapie gwiazd wiele mgławic. Następnie okazało się, że są to gigantyczne galaktyki, które znajdują się poza naszą Galaktyką. Wykorzystując cefeidy, amerykański astronom Hubble udowodnił, że najbliższa nam galaktyka M-31 znajduje się w odległości 2 milionów lat świetlnych. W gwiazdozbiorze Weroniki, oddalonym od nas o miliony lat świetlnych, odkryto około tysiąca takich galaktyk. Hubble udowodnił, że w widmach galaktyk występuje przesunięcie ku czerwieni. To przemieszczenie jest tym większe, im dalej od nas znajduje się galaktyka. Innymi słowy, im dalej galaktyka, tym większa jest prędkość jej oddalania się od nas.

V offset = D * H H - stała Hubble'a, D - przesunięcie widma.

Model rozszerzającego się wszechświata oparty na teorii Einsteina został potwierdzony przez rosyjskiego naukowca Friedmana.

Galaktyki dzielą się na nieregularne, eliptyczne i spiralne. Galaktyki eliptyczne znajdują się w konstelacji Byka, galaktyka spiralna jest nasza, mgławica Andromedy, galaktyka nieregularna znajduje się w Obłokach Magellana. Oprócz galaktyk widzialnych w układach gwiazdowych występują tzw. galaktyki radiowe, czyli potężne źródła emisji radiowej. W miejscu tych radiogalaktyk odkryto małe, świecące obiekty, których przesunięcie ku czerwieni jest tak duże, że w oczywisty sposób znajdują się one w odległości miliardów lat świetlnych od nas. Nazywano je kwazarami, ponieważ ich promieniowanie jest czasami silniejsze niż promieniowanie całej galaktyki. Możliwe, że kwazary są rdzeniami bardzo potężnych układów gwiezdnych.

Bilet numer 24. Najnowszy katalog gwiazd zawiera ponad 30 tysięcy galaktyk jaśniejszych niż 15 mag, a za pomocą potężnego teleskopu można sfotografować setki milionów galaktyk. Wszystko to wraz z naszą Galaktyką tworzy tak zwaną metagalaktykę. Pod względem wielkości i liczby obiektów metagalaktyka jest nieskończona; nie ma początku ani końca. Według współczesnych koncepcji w każdej galaktyce następuje wymieranie gwiazd i całych galaktyk, a także pojawianie się nowych gwiazd i galaktyk. Nauka badająca nasz Wszechświat jako całość nazywa się kosmologią. Zgodnie z teorią Hubble'a i Friedmana, nasz wszechświat bierze pod uwagę ogólna teoria Einsteinie, taki Wszechświat rozszerza się około 15 miliardów lat temu, najbliższe galaktyki były bliżej nas niż obecnie. W jakimś miejscu przestrzeni powstają nowe układy gwiezdne i biorąc pod uwagę wzór E = mc 2, skoro możemy powiedzieć, że skoro masy i energie są równoważne, to ich wzajemne przekształcanie się w siebie stanowi podstawę świata materialnego.

GAPOU NSO „Barabinsky Medical College”

Temat:

« Gwiazdy i konstelacje. Niebiańskie współrzędne i mapy gwiazd. Pozorny ruch gwiazd na różnych szerokościach geograficznych »

Nauczyciel: Vashurina T.V. Barabińsk, 2019

Cele sesji szkoleniowej:

• Cele kształcenia: pogłębienie zrozumienia istoty codziennych obserwowanych i rzadkich zjawisk astronomicznych, zapoznanie z nimi metody naukowe oraz historia badań Wszechświata, uzyskanie wyobrażenia o działaniu we Wszechświecie praw fizycznych odkrytych w warunkach ziemskich oraz jedność megaświata i mikroświata, świadomość swojego miejsca w układ słoneczny i Galaktykę poprzez badanie pojęć: konstelacja, wysokość i kulminacja gwiazd oraz Słońca, ekliptyka, lokalność, strefa, czas letni i zimowy; wyjaśnienie konieczności wprowadzenia lat przestępnych i nowego stylu kalendarza. Opanowanie umiejętności prowadzenia obserwacji większości jasne gwiazdy i konstelacje. Aby sprzyjać kształtowaniu umiejętności organizacji własnej działalności, należy wybierać standardowe metody i sposoby wykonywania ćwiczeń (OK2).

PRZEGLĄD FRONTOWY CZEGO STUDIUJE ASTRONOMIA? ZNACZENIE ASTRONOMII.

PRZEGLĄD FRONTOWY ETAPY ROZWOJU ASTRONOMII. ZWIĄZEK ASTRONOMII Z INNYMI NAUKAMI.

PRZEGLĄD FRONTOWY STRUKTURA I SKALA WSZECHŚWIATA. CECHY ASTRONOMII I JEJ METODY .

PRZEGLĄD FRONTOWY TELESKOPY. GŁÓWNA CHARAKTERYSTYKA TELESKOPÓW.

PRZEGLĄD FRONTOWY ZNACZENIE NAUKI W GOSPODARCE NARODOWEJ.

Konstelacje to pewne obszary gwiaździstego nieba, oddzielone od siebie ściśle określonymi granicami.

Nazwy konstelacji i ich granice zostały ustalone decyzjami Międzynarodowej Unii Astronomicznej w latach 1922–1935. Odtąd postanowiono traktować te granice i nazwy 88 wybranych konstelacji bez zmian.

KONSTELACJE TO OKREŚLONE OBSZARY GWIAZDEGO NIEBA, ODDZIELONE MIĘDZY SIEBIE Ściśle ustalonymi granicami. NAZWY KONSTELACJI I ICH GRANIC ZOSTAŁY USTALONE DECYZJAMI MIĘDZYNARODOWEJ UNII Astronomicznej Z LAT 1922-1935. STANIE NINIEJSZEJ DECYZJI, ŻE TE GRANICY ORAZ NAZWY 88 WYBRANYCH KONSTELACJI UZNAJĄ SIĘ ZA NIEZMIENNE.

CODZIENNY RUCH GWIAZD NA BIEGUNACH ZIEMI

Na biegunach oś świata pokrywa się z linią pionu, a równik niebieski pokrywa się z horyzontem. Na biegunie północnym Gwiazda Północna jest widoczna w pobliżu zenitu, a nad horyzontem znajdują się tylko gwiazdy półkuli północnej sfery niebieskiej (z dodatnią deklinacją). Na biegunie południowym widoczne są tylko gwiazdy o ujemnej deklinacji. Na obu biegunach, poruszając się równolegle do równika niebieskiego w wyniku obrotu Ziemi, gwiazdy pozostają na stałej wysokości, nie wznoszą się ani nie zachodzą.

CODZIENNY RUCH GWIAZD W ŚREDNICH SZEROKOŚCIACH

Podczas przemieszczania się z bieguna północnego na średnie szerokości geograficzne wysokość Gwiazdy Północnej nad horyzontem będzie stopniowo spadać, jednocześnie zwiększając się kąt między płaszczyznami horyzontu a równikiem niebieskim. Na średnich szerokościach geograficznych tylko niektóre gwiazdy na półkuli północnej nigdy nie zachodzą na sferę niebieską, a niektóre gwiazdy na półkuli południowej nigdy nie wschodzą.

φ, wówczas górna kulminacja nastąpi nad północnym horyzontem na wysokości: h = 90 0 + ϕ - δ. "szerokość="640"

WYSOKOŚĆ KSIĘŻYCA W KLIMAKSIE

Podczas codziennego ruchu oprawy dwukrotnie przekraczają południk niebieski. Moment przekroczenia południka niebieskiego nazywany jest kulminacją światła. W momencie górnej kulminacji oprawa osiąga największą wysokość nad horyzontem. Otrzymano wzór wiążący wysokość gwiazdy w momencie jej kulminacji nad południowym horyzontem z jej deklinacją i szerokością geograficzną miejsca obserwacji:

h = 90 0 – φ+ δ.

Jeżeli δ φ, to górna kulminacja nastąpi nad północnym horyzontem na wysokości:

h = 90 0 + ϕ - δ.

CODZIENNY RUCH GWIAZD NA RÓWNIKU

Na równiku, którego szerokość geograficzna wynosi 0 0, oś świata znajduje się w płaszczyźnie horyzontu, a równik niebieski przechodzi przez zenit. Na równiku wszystkie źródła światła znajdą się nad horyzontem w ciągu 24 godzin

WSPÓŁRZĘDNE RÓWNIKOWE  - rektascensja (H- OGLĄDAĆ, M- MINUT) Δ – DEKLINACJA( - STOPNIE,  MINUTY)

WYSOKOŚĆ SŁUPU POKOJU NAD HORYZONTEM.

Część sfery niebieskiej i globu przedstawiono w rzucie na płaszczyznę południka niebieskiego. OR – oś świata, równoległa do osi Ziemi; OQ – rzut części równika niebieskiego równolegle do równika ziemskiego; OZ – pion. Wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem h p =

φ =

ROZWIĄZANIE PROBLEMU

Astronomia. Wielopoziomowy niezależna praca z przykładami rozwiązań problemów

LA Kirik s. 10, nr 1-6.

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Jak nazywa się konstelacja?

Wypisz znane ci konstelacje.

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Jak oznaczane są gwiazdy w konstelacjach?

Jakie współrzędne źródła światła nazywane są równikowymi?

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Czy współrzędne równikowe gwiazdy zmieniają się w ciągu dnia?

Jakie cechy codziennego ruchu opraw pozwalają na zastosowanie równikowego układu współrzędnych?

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Dlaczego mapa gwiazd nie pokazuje położenia Ziemi?

Dlaczego mapa gwiazd pokazuje tylko gwiazdy, ale nie pokazuje Słońca, Księżyca ani planet?

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Jaką deklinację – dodatnią czy ujemną – mają gwiazdy znajdujące się bliżej środka mapy niż równika niebieskiego?

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

W jakich punktach równik niebieski przecina się z horyzontem?

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Gdzie znajduje się oś świata względem osi obrotu Ziemi? Względem płaszczyzny południka niebieskiego?

PYTANIA DO PRZEGLĄDU:

Jak wyglądają codzienne ścieżki gwiazd względem równika niebieskiego?

NIEZALEŻNA PRACA

Czas trwania: 5 minut

Kryteria oceny:

• za 4 poprawne odpowiedzi – „3” punkty;
• za 5 poprawnych odpowiedzi – „4” punkty;
• za 6 poprawnych odpowiedzi – „5” punktów.

WZAJEMNA KONTROLA KRYTERIA OCENY: ZA 4 PRAWIDŁOWE ODPOWIEDZI – „3” PUNKTY; ZA 5 PRAWIDŁOWYCH ODPOWIEDZI – „4” PUNKTY; ZA 6 PRAWIDŁOWYCH ODPOWIEDZI – „5” PUNKTÓW.

Numer pracy

Odpowiedzi Opcja 1

Odpowiedzi opcja 2

ZADANIE DO SAMODZIELNEJ PRACY POZA ZAJĘCIAMI UCZNIÓW

Woroncow – Velyaminov BA, astronomia. Poziom podstawowy. 11 klasa: podręcznik / licencjat Woroncow – Velyaminov, E.K. Strout. Wydanie 5, rewizja. M.: Drop, 2018. – 238 s.: il., 8 stron kolor. zaw.- (podręcznik rosyjski) s. 15 20-30 czytaj, ucz się notatek. Dokonuj obserwacji gołym okiem najjaśniejszych gwiazd i konstelacji.

Tematyka raportów (do wyboru przez studenta):

„O historii pochodzenia nazw konstelacji i gwiazd”;

„Historia kalendarza”;

„Przechowywanie i przekazywanie dokładnego czasu”.

Kryteria oceny:

• uczeń nauczył się notatek – „3” punkty;
• uczeń przeczytał akapity i zapamiętał notatki, nie odpowiedział na dodatkowe pytanie na ten temat - „4” punkty;
• uczeń zapoznał się z notatkami, posiada informacje z podręcznika i odpowiedział na dodatkowe pytanie na ten temat – „5” punktów.
• Uczeń przygotował wiadomość spełniającą wymagania i odpowiedział na pytanie dodatkowe – „5” punktów.

DZIĘKUJĘ DLA UWAGA!

WYKAZ WYKORZYSTANYCH ŹRÓDEŁ

Astronomia Wielopoziomowa samodzielna praca z przykładami rozwiązywania problemów L. A. Kirik [Zasoby elektroniczne] / M edic-03 // Tryb dostępu file:///D:/films%20on%20physics/med%20college/Development%20events/ASTRONOMY/Astronomy/Kirik%20Independent%20and%20test%20work%20on%20Astronomy.pdf

Woroncow – Velyaminov BA, astronomia. Poziom podstawowy. 11 klasa: podręcznik / licencjat Woroncow – Velyaminov, E.K. Strout. Wydanie 5, rewizja. M.: Drop, 2018. – 238 s.: il., 8 stron kolor. zaw.- (podręcznik do języka rosyjskiego)

Wykłady z astronomii Lekcja 2. [Zasoby elektroniczne]/ Infofiz // Tryb dostępu http://infofiz.ru/index.php/mirastr/astronomlk/501-lk2astr

Test na temat „Gwiazdy i konstelacje. Współrzędne nieba i mapy gwiazd” Zasób elektroniczny]/Wiedza. allbest // Tryb dostępu https://knowledge.allbest.ru/physics/2c0b65635a3ac68b4d53a89421316d27_0.html

Warunki przejścia oprawy przez punkty charakterystyczne. Narysujmy dla obserwatora kulę w φN na płaszczyźnie południka obserwatora i narysujmy dzienne równoleżniki opraw C1-C7 (ryc. 18) o różnych deklinacjach. Z ryc. 18 widać, że położenie równoleżnika względem horyzontu wyznacza stosunek δ i φ.

Stan wschodu lub zachodu słońca. IδI< 90° - φ (35) Warunek przejścia światła przez punkt N Jest δN = 90° - φ; przez punkt S - δs = 90° - φ.

Warunki przejścia oprawy przez ponadpoziomą część pierwszego pionu. δ<φ и одноименно с φ (36) Oprawa C1, dla której δ > φ nie przecina pierwszego pionu.

Warunek przejścia luminarza przez zenit.δ = Qz = φN, δ = φ i to samo co φ (37) Gwiazda przechodzi przez nadir przy δ = φ i przeciwnych nazwach.

Punkt kulminacyjny luminarza. W momencie kulminacji górnej oprawa znajduje się na południku obserwatora, zatem jej t = 0°; A = 180° (0°) i q = 0° (180°). Oprawa C4 (patrz rys. 18) w górnej kulminacji (Sk) ma wysokość południkową H, jej deklinację δN, a łuk QS jest równy. do 90° - φ , więc wzór na wysokość południkową jest następujący: H = 90° - φ + δ (38) Rozwiązując ten wzór na φ, φ = Z ​​+δ (39)

gdzie Z. i δ przypisane są ich nazwy; jeśli mają tę samą nazwę, wówczas ilości są dodawane, jeśli są różne, są odejmowane.

Pozorny roczny i dzienny ruch Słońca, jego okresy roczne.

Oprócz obracania się wokół własnej osi, Ziemia, podobnie jak wszystkie planety, obraca się po eliptycznej (e = 0,0167) orbicie wokół Słońca (ryc. 23) w kierunku dziennego obrotu, a jej oś pnps jest nachylona do płaszczyzny orbity pod kątem 66°33", zachowany w procesie obrotu (bez uwzględnienia zakłóceń). Ruch orbitalny Ziemi odbywa się nierównomiernie. Ziemia porusza się najszybciej w peryhelium(punkt P” na rys. 23), gdzie v = 30,3 km/s, który mija około 4 stycznia; najwolniej – o godz. aphelium(punkt A” na rys. 23), gdzie v = 29,2 km/s, który przechodzi około 4 lipca. Ziemia porusza się po orbicie średnio 29,76 km/s wokół równonocy (/ i ///). Ruch orbitalny powoduje zmianę kierunku świateł dla obserwatora znajdującego się na powierzchni Ziemi, w efekcie musi zmienić się położenie opraw na kuli, czyli oprawy oprócz codziennego ruchu ze kulą muszą się zmienić. mają także widoczne, właściwe ruchy wzdłuż kuli.

Ruch Słońca wokół kuli obserwowany z Ziemi w ciągu roku, zwany pozornym rocznym ruchem Słońca; zachodzi w kierunku dobowego i orbitalnego ruchu Ziemi, czyli jest ruchem bezpośrednim. Z punktów //, ///, IV orbity Ziemi Słońce jest rzutowane na kulę odpowiednio w punkty ,(.. wszystkie te punkty leżą na wspólnym wielkim kole kuli - ekliptyce.

Ekliptyka to wielki okrąg sfery niebieskiej, wzdłuż którego następuje pozorny roczny ruch Słońca. Płaszczyzna tego koła pokrywa się (lub jest równoległa) z płaszczyzną orbity Ziemi, zatem ekliptyka reprezentuje rzut orbity Ziemi na sferę niebieską.

Ekliptyka ma oś R'ekRek, prostopadłą do płaszczyzny orbity Ziemi, bieguny ekliptyki: północny Rek i południowy R'ek. Ze względu na to, że oś Ziemi pnps utrzymuje swój kierunek w przestrzeni, kąt e pomiędzy osią świata Pnps a osią ekliptyki RekR'ek pozostaje w przybliżeniu stały. Na kuli ten kąt ε nazywany jest nachyleniem ekliptyki do równika i wynosi 23°27"

Ekliptykę dzieli równik na dwie części: północną i południową. Punkty przecięcia ekliptyki z równikiem nazywane są punktami równonocy: wiosenną i jesienną. Kiedy Słońce znajduje się w tych punktach, jego równoleżnik dobowy pokrywa się z równikiem i na całym globie, z wyjątkiem biegunów, dzień trwa w przybliżeniu. równa nocy, stąd ich nazwa. przesilenia: lato, (punkt Raka - () i zima, (punkt Koziorożca - ().

Połączony roczny i dzienny ruch Słońca. Dzienny równoleżnik Słońca (ryc. 24) pod wpływem jego rocznego ruchu przesuwa się w sposób ciągły o ∆δ, tak że ogólny ruch na kuli odbywa się po spirali; jego krok ∆δ w równonocy (Baran, Waga) jest największy, a w przesileniach maleje do zera. Dlatego w ciągu roku równoleżniki Słońca tworzą na kuli pas z deklinacjami 23°27"N i S. Skrajne równoleżniki opisywane przez Słońce w dni przesilenia nazywane są kraje tropikalne: ekstremalny

Pytanie nr 20

SPRAWA OGÓLNADEFINICJE MIEJSCA PRZY GWIAZDACH.PRAKTYCZNA REALIZACJA

Wstępne operacje.

Wyznaczanie czasu obserwacji. Czas rozpoczęcia oblicza się za pomocą wzorów:

Dobór luminarzy do obserwacji. według globusa lub tabel.

Warunki selekcji: najbardziej jasne gwiazdy przy wysokościach od 10 do 73° i ∆A = 90° dla dwóch gwiazd; od ∆A do 120° dla trzech i od ∆A do 90° dla czterech. Wybrane gwiazdy oraz ich h i A są rejestrowane.

Sprawdzanie instrumentów, otrzymywanie poprawek.

Obserwacje Obserwuje się trzy wysokości każdej gwiazdy i uzyskuje informacje nawigacyjne: Ts, ol, φs, λs, PU (IR), V.

Obserwacje przetwarzania: uzyskanie Tgr, tm i δ opraw; korekta wysokości; obliczenia hс, Ac, n; układanie linii.

Analiza obserwacyjna: wykrywanie błędów.

Wybór najbardziej prawdopodobnego miejsca obserwacji Z dwiema liniami lokalizację przyjmuje się na przecięciu linii, a jej dokładność ocenia się poprzez skonstruowanie elipsy błędu. Z trzema liniami uzyskane od luminarzy w różnych częściach horyzontu, najprawdopodobniej miejsce zajmuje środek trójkąta metodą wag Z czterema liniami Lokalizację najlepiej wybrać metodą wag – pośrodku wartości błędu.

Przeniesienie obliczeń na obserwację...

Teoretyczne podstawy wyznaczania szerokości geograficznej na podstawie wysokości południkowej Słońca i Gwiazdy Polarnej.

R Oddzielne pozyskiwanie współrzędnych φ i δ pozycji obserwatora z wysokości opraw jest możliwe z wystarczającą dokładnością tylko w poszczególnych pozycjach oprawy. Szerokość geograficzną powinna wyznaczać oprawa na południku (A = 180°, 0°). , a długość geograficzna - według luminarza na pierwszej pionie (A = 90° , 270°). Przed odkryciem metody linii wysokości współrzędne miejsca w morzu wyznaczano osobno.

Wyznaczanie szerokości geograficznej na podstawie wysokości południkowej gwiazdy. Jeżeli oprawa znajduje się w kulminacji górnej (ryc. 154), to jej wysokość wynosi południk H, azymut A = 180° (0°), tм = 0° Równanie okręgu o równych wysokościach (209), czyli wzór sin h, przybierze formę

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

Ponieważ H = 90 - Z, To sinH= cosZ = cos (φ -δ) i za argumenty w pierwszym kwartale Z = φ-δ, Gdzie φ = Z+δ

Wzór ten służy do określenia φ w momencie górnej kulminacji oprawy, przy czym δ ma znak „+” dla φ i δ o tej samej nazwie oraz znak „-” dla niepodobnych

Nazwa Z jest odwrotnością H, a H jest tym samym, co punkt na horyzoncie (N lub S), powyżej którego mierzona jest wysokość. Nazwa szerokości geograficznej jest taka sama, jak nazwa większego członu wzoru B widok ogólny dostajemy φ = Z ​​± δ (284)

Wzór (284) na różne położenia opraw można także wyprowadzić ze sfery (patrz rys. 154). Dla oprawy C1, dla której δ jest równe φ, mamy Z1 = 90 – H1 φ = Z1+δ1

Dla gwiazdy C2, dla której δ różni się od φ, mamy φ = Z2-δ2

Dla oprawy C3, dla której δ jest równe φ i jest od niego większe, mamy φ = δ3-Z3

Dla dolnej kulminacji oprawy C”3 otrzymujemy φ = H’ + ∆ (285)

gdzie ∆ jest odległością biegunową gwiazdy, równą 90-δ