Jak wyglądają codzienne ścieżki gwiazd. Eksperymenty astronomiczne

Sfera niebieska

Przez wiele stuleci „ziemski firmament” uważany był za wzór nienaruszalności i bezruchu. Nic dziwnego, że ten błąd trwał tak długo, bo wszystkie nasze zmysły mówią o bezruchu Ziemi i obrocie wokół niej „sklepieniem nieba” z gwiazdami, Słońcem i Księżycem. Ale nawet teraz w astronomii, na pamiątkę tamtych czasów starożytnych, używa się pojęcia sfery niebieskiej - wyimaginowanej nieskończenie dużej sfery, w centrum której znajduje się obserwator i na której powierzchni poruszają się ciała niebieskie wystawiany.

Oczywiście najbardziej zauważalna jest dobowa rotacja nieba – Słońce wschodzi rano, przechodzi przez niebo i schodzi poniżej horyzontu, gwiazdy widoczne na wschodzie wieczorem wschodzą wysoko na południu o północy i potem opada na zachód, Słońce znów wschodzi... Wygląda na to, że niebo obraca się wokół niewidzialnej osi znajdującej się w pobliżu Gwiazdy Północnej.

Ruch gwiazd wokół bieguna pokoju. Fot. A. Mironov

Ale codzienna rotacja nieba jest bardzo zależna od naszej pozycji na kuli ziemskiej – jeśli znajdziemy się na półkuli południowej, będzie dla nas bardzo niezwykłe, że Słońce porusza się po niebie w przeciwnym kierunku – od prawej do lewej. Przyjrzyjmy się bliżej, jak pozorna rotacja firmamentu zmienia się w różnych częściach Ziemi.

Na początek należy pamiętać, że wysokość Bieguna Świata (punktu wokół którego obraca się niebo) nad horyzontem jest zawsze równa szerokości geograficznej miejsca obserwacji. Oznacza to, że na biegunie północnym Gwiazda Polarna znajdzie się w zenicie, a wszystkie oprawy będą się poruszać w codziennej rotacji od lewej do prawej równolegle do horyzontu, nigdy nie wschodząc ani nie zachodząc. Będąc na biegunie mogliśmy zobaczyć gwiazdy tylko jednej półkuli, ale każdej nocy.

Wręcz przeciwnie, dla obserwatora na równiku nie ma gwiazd niewschodzących (ale i nie zachodzących) – wszystkie gwiazdy nieba są dostępne do obserwacji, wschodzą pionowo we wschodniej części nieba. horyzont i zaszedł dokładnie 12 godzin później w zachodniej części nieba.

Na średnich szerokościach geograficznych niektóre gwiazdy w pobliżu bieguna nigdy nie spadają poniżej horyzontu, ale ten sam obszar nieba wokół przeciwległego bieguna nigdy nie jest dostępny do obserwacji, podczas gdy pozostałe gwiazdy, znajdujące się w pasie na po obu stronach równika niebieskiego, w ciągu dnia wznoszą się i zachodzą.

Ruch świateł na środkowych szerokościach geograficznych półkuli południowej będzie wyglądał w przybliżeniu tak samo, z tą tylko różnicą, że nad horyzontem będzie widoczny biegun południowy świata, wokół którego gwiazdy obracają się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, a konstelacje równikowe będą znane do nas, odwrócona do góry nogami, wznieś się ponad wszystko w północnej części nieba i przesuń się od prawej do lewej.

Ruch słońca i dnia

Mówiąc o ruchu gwiazd, nie interesowała nas odległość do nich i ruch Ziemi wokół Słońca – odległości do gwiazd są ogromne, a zmiany ich pozycji w związku z rocznym ruchem Ziemi są bardzo mały i można go zmierzyć tylko bardzo dokładnymi instrumentami. Zupełnie inną sprawą jest Słońce. Ruch Ziemi na swojej orbicie powoduje pozorny ruch Słońca wśród gwiazd. Ścieżka, którą Słońce obiera na niebie w ciągu roku, nazywana jest ekliptyką. Ponieważ oś Ziemi jest nachylona o 23,5 °, gdy Ziemia obraca się wokół Słońca, zwraca się do niej albo północna, albo południowa półkula – to tłumaczy zmianę pór roku na naszej planecie.

Gdy północna półkula jest zwrócona ku Słońcu, tam nadchodzi lato, Słońce na swojej widocznej drodze wzdłuż ekliptyki okazuje się być w swojej północnej części, a na naszej północnej półkuli wznosi się wyżej nad horyzont. Na biegunie północnym na pół roku Słońce staje się nie zachodzącym światłem - nadchodzi dzień polarny. Nieco dalej na południe dzień polarny trwa krócej i na szerokości koła podbiegunowego (66,5 ° - koło polarne znajduje się 23,5 ° od bieguna) Słońce nie zachodzi tylko przez kilka dni w środku lata, w pobliżu dzień przesilenia letniego (22 czerwca). Zimą Słońce nie wschodzi na biegunie przez prawie pół roku (trochę mniej z powodu załamania), na południu noc polarna staje się krótsza, a poza kołem podbiegunowym Słońce wschodzi nad horyzontem nawet w środku zima.

Na środkowych i równikowych szerokościach geograficznych Słońce zawsze wschodzi i zachodzi, długość dnia silnie zależy nie tylko od pory roku, ale także od szerokości geograficznej - im bliżej równika, tym mniej różni się długość dnia zimą i latem, a im bliżej długości dnia i nocy do 12 godzin. Ale tylko na równiku długość dnia i nocy jest zawsze stała. Czas trwania zmierzchu zależy również od szerokości geograficznej – na równikowych szerokościach geograficznych Słońce zachodzi prostopadle do horyzontu i zmierzch jest najkrótszy, a na szerokości geograficznej Petersburga w środku lata trwają od zachodu do wschodu słońca – to słynne białe noce.

To zależy od szerokości geograficznej, jak wysoko Słońce może wznieść się nad horyzont - w dniu przesilenia wysokość ta wyniesie 90 ° -φ + 23,5 °.

Nawiasem mówiąc, błędna opinia jest bardzo rozpowszechniona, że ​​​​na równiku Słońce zawsze w południe znajduje się w zenicie - tak nie jest, w dowolnym punkcie Ziemi leżącym między liniami tropików (od 23,5° S do 23,5° N).) Słońce przechodzi dokładnie przez zenit tylko dwa razy w roku, na równiku - w czasie równonocy, a na liniach tropików - tylko raz w roku, w dniu przesilenia letniego na tropiku północnym i na dzień przesilenia zimowego - na południu.

Ruch Ziemi wokół Słońca prowadzi do innego ważnego zjawiska - długość dnia słonecznego (odstęp czasu między dwoma południem) nie pokrywa się z dniami syderycznymi (odstęp czasu między przejściem gwiazdy przez południk). Faktem jest, że Ziemia potrzebuje dodatkowego czasu, aby obrócić się o kąt, pod jakim w ciągu dnia porusza się po swojej orbicie. Co więcej, czas trwania dnia słonecznego nie jest stały (patrz artykuł Równanie czasu). Łatwo jest dokonać przybliżonego oszacowania - w ciągu dnia Ziemia mija 1/365 swojej orbity, czyli nieco mniej niż 1°, a jeśli Ziemia obraca się wokół własnej osi (360 °) w ciągu około 24 godzin, to będzie obróć o 1 ° w około 4 minuty. Rzeczywiście, dzień gwiezdny to 23 godziny 56 minut 4 sekundy.

księżyc

Od czasów starożytnych nasz satelita służył ludziom do liczenia czasu i nie jest to przypadek - zmiana faz księżyca jest łatwa do zaobserwowania, a czas trwania miesiąca nie jest trudny do ustalenia, poza tym miesiąc stał się bardzo wygodna jednostka pośrednia do pomiaru czasu od dnia do roku. Nawiasem mówiąc, zwykły siedmiodniowy tydzień jest również związany z księżycem - 7 dni to około ćwierć miesiąca (a fazy księżyca są również mierzone w ćwiartkach). Większość starożytnych kalendarzy była księżycowa i księżycowo-słoneczna.

Oczywiście pierwszą rzeczą, która rzuca się w oczy podczas obserwacji Księżyca, jest zmiana jego wyglądu w ciągu miesiąca z cienkiego półksiężyca, który widać zaraz po zachodzie słońca, 2-3 dni po nowiu, do fazy księżyca. pierwsza kwadra (na półkuli północnej prawa połowa dysku jest oświetlona Księżycem), dalej do pełni, ostatnia kwadra (lewa połowa dysku jest oświetlona) i wreszcie do nowiu, gdy Księżyc zbliża się do Słońca i znika w jego promieniach. Zmianę faz tłumaczy się zmianą położenia Księżyca względem Słońca, gdy krąży wokół Ziemi, pełny cykl zmian fazowych – obrót względem Słońca lub miesiąc synodyczny trwa około 29,5 dnia. Okres rewolucji względem gwiazd (miesiąc gwiezdny) jest nieco krótszy i wynosi 27,3 dnia. Jak widać, rok zawiera niecałkowitą liczbę miesięcy, więc kalendarze księżycowo-słoneczne stosują specjalne zasady naprzemiennie 12-miesięcznego i 13-miesięcznego roku, z tego powodu są one dość skomplikowane i są obecnie wypierane w większości krajów przez gregoriański kalendarz, który nie ma nic wspólnego z Księżycem - tylko miesiące (choć dłuższe niż miesiące księżycowe) i tygodnie pozostały w pamięci jego poprzedników...

Jest jeszcze jeden w ruchu księżyca ciekawa funkcja- okres jego obrotu wokół własnej osi pokrywa się z okresem obrotu wokół Ziemi, więc nasz satelita jest zawsze zwrócony ku Ziemi jedną półkulą. Ale nie można powiedzieć, że widzimy tylko połowę powierzchni Księżyca - ze względu na nierównomierny ruch orbitalny Księżyca i nachylenie jego orbity do równika Ziemi, względem obserwatora Ziemi, Księżyc nieznacznie obraca się zarówno na szerokości geograficznej, jak i w długości geograficznej (zjawisko to nazywa się libracją) i możemy zobaczyć strefy brzegowe dysku – w sumie do obserwacji dostępnych jest około 60% powierzchni Księżyca.

Jean Effel, Stworzenie świata
- Nie jest łatwo rozpocząć wszechświat!

Dowiedzieć się gwiaździste niebo jest to konieczne w bezchmurną noc, kiedy światło księżyca nie przeszkadza w obserwowaniu słabych gwiazd. Piękny obraz nocnego nieba z rozrzuconymi po nim migoczącymi gwiazdami. Ich liczba wydaje się nieskończona. Ale wydaje się, że tak jest tylko wtedy, gdy przyjrzysz się uważnie i nie nauczysz się znajdować znajome grupy gwiazd na niebie, niezmienione w ich względnej pozycji. Grupy te, zwane konstelacjami, zostały zidentyfikowane przez ludzi tysiące lat temu. Przez konstelację rozumie się cały obszar nieba w pewnych ustalonych granicach. Całe niebo podzielone jest na 88 konstelacji, które można znaleźć zgodnie z ich charakterystycznym układem gwiazd.

Wiele konstelacji zachowało swoją nazwę z czasów starożytnych. Niektóre imiona kojarzą się z mitologią grecką, np. Andromeda, Perseusz, Pegaz, inne - z obiektami przypominającymi postacie uformowane przez jasne gwiazdy konstelacji (Strzałka, Trójkąt, Waga itp.). Istnieją konstelacje nazwane na cześć zwierząt (np. Lwa, Raka, Skorpiona).

Konstelacje na niebie są znajdowane poprzez mentalne łączenie ich najjaśniejszych gwiazd liniami prostymi w pewną figurę, jak pokazano na mapach gwiazd (patrz ryc. 4, 8, 10, a także mapa gwiazd w dodatku). W każdej konstelacji jasne gwiazdy od dawna są oznaczane literami greckimi, najczęściej najjaśniejszą gwiazdą konstelacji - literą a, następnie literami itd. w kolejności alfabetycznej w miarę zmniejszania się jasności; na przykład jest Gwiazda Polarna i konstelacje Ursa Minor

Ryciny 4 i 8 pokazują położenie głównych gwiazd Wielkiej Niedźwiedzicy oraz postać tej konstelacji, tak jak została przedstawiona na starych mapach gwiazd (sposób odnalezienia Gwiazdy Północnej jest Wam znany z kursu geografii).

Ryż. 8. Postać konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy (ze starej mapy gwiezdnej), jej współczesne granice zaznaczono linią przerywaną.

Gołym okiem w bezksiężycową noc nad horyzontem widać około 3000 gwiazd. Obecnie astronomowie ustalili dokładną lokalizację kilku milionów gwiazd, zmierzyli przepływy z nich energii i sporządzili listy katalogowe tych gwiazd.

2. Jasność i kolor gwiazd.

W ciągu dnia niebo wydaje się niebieskie, ponieważ niejednorodność środowiska powietrza najbardziej rozprasza niebieskie promienie słoneczne.

Poza atmosferą ziemską niebo jest zawsze czarne i można jednocześnie obserwować gwiazdy i Słońce.

Gwiazdy mają różną jasność i kolor: biały, żółty, czerwonawy. Im bardziej czerwona gwiazda, tym jest zimniejsza. Nasze Słońce jest żółtą gwiazdą. Starożytni Arabowie nadali jasnym gwiazdom własne imiona.

Gwiazdy białe: Vega w gwiazdozbiorze Liry, Altair w gwiazdozbiorze Orła (widoczny latem i jesienią). Syriusz - najjaśniejsza gwiazda na niebie (widoczna zimą); gwiazdy czerwone: Betelgeuse w gwiazdozbiorze Oriona i Aldebaran w gwiazdozbiorze Byka (widoczne zimą), Antares w gwiazdozbiorze Skorpiona (widoczne latem); żółta Kaplica w konstelacji Auriga (widoczna zimą).

W starożytności najjaśniejsze gwiazdy nazywano gwiazdami 1 wielkości, a najsłabsze, widoczne na granicy widzenia gołym okiem, nazywano gwiazdami 6 wielkości. Ta stara terminologia przetrwała do dziś. Termin „magnituda” nie ma nic wspólnego z prawdziwymi rozmiarami gwiazd, lecz charakteryzuje strumień światła docierający do Ziemi z gwiazdy. Przyjmuje się, że przy różnicy jednej wielkości jasność gwiazd różni się około 2,5 razy. Różnica 5 magnitudo odpowiada dokładnie 100-krotnej różnicy jasności. Tak więc gwiazdy 1 wielkości są 100 razy jaśniejsze niż gwiazdy 6 wielkości.

Nowoczesne metody obserwacji umożliwiają wykrywanie gwiazd do około 25 magnitudo. Pomiary wykazały, że gwiazdy mogą mieć jasność ułamkową lub ujemną, na przykład: dla Aldebarana, dla Vegi dla Syriusza dla Słońca

3. Pozorny dobowy ruch gwiazd. Sfera niebieska.

Ze względu na osiowy obrót Ziemi gwiazdy wydają się nam poruszać po niebie. Przy uważnej obserwacji widać, że Gwiazda Polarna prawie nie zmienia swojego położenia względem horyzontu.

Ryż. 9. Zdjęcie okołobiegunowego obszaru nieba wykonane aparatem stacjonarnym z czasem naświetlania około godziny.

Ryż. 10. Konstelacje w pobliżu Gwiazdy Polarnej.

Wszystkie inne gwiazdy zataczają pełne koła w ciągu dnia z centrum w pobliżu bieguna. Można to łatwo zweryfikować, wykonując następujący eksperyment. Kamera ustawiona na „nieskończoność” zostanie skierowana na Gwiazdę Polarną i bezpiecznie zamocowana w tej pozycji. Otwórz migawkę przy całkowicie otwartym obiektywie na pół godziny lub godzinę. Po wywołaniu tak sfotografowanego obrazu zobaczymy na nim koncentryczne łuki - ślady torów gwiazd (ryc. 9). Wspólny środek tych łuków - punkt, który pozostaje nieruchomy podczas codziennego ruchu gwiazd, jest warunkowo nazywany biegunem północnym świata. Gwiazda polarna jest bardzo blisko niej (ryc. 10). Punkt diametralnie przeciwny do niego nazywany jest biegunem południowym świata. Na półkuli północnej jest poniżej horyzontu.

Wygodnie jest badać zjawiska dziennego ruchu gwiazd za pomocą konstrukcji matematycznej - sfery niebieskiej, czyli wyimaginowanej sfery o dowolnym promieniu, której środek znajduje się w punkcie obserwacji. Widoczne pozycje wszystkich opraw rzutowane są na powierzchnię tej kuli, a dla wygody pomiarów budowany jest szereg punktów i linii (ryc. 11). Tak więc pion przechodzący przez obserwatora przecina niebo nad jego głową - w punkcie zenitu, a diametralnie przeciwny punkt to nadir. Płaszczyzna prostopadła do pionu to płaszczyzna horyzontu – płaszczyzna ta dotyka powierzchni kuli ziemskiej w punkcie, w którym znajduje się obserwator (punkt C na ryc. 12). Dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: widzialną, której wszystkie punkty znajdują się nad horyzontem, i niewidzialną, której punkty leżą poniżej horyzontu.

Oś pozornego obrotu sfery niebieskiej, łącząca oba bieguny świata (P i P) i przechodząca przez obserwatora, nazywa się

Ryż. 11. Główne punkty i linie sfery niebieskiej.

Ryż. 12. Korelacja między liniami i płaszczyznami na sferze niebieskiej i na kuli ziemskiej.

oś świata (ryc. 11). Oś świata dla każdego obserwatora będzie zawsze równoległa do osi obrotu Ziemi (ryc. 12). Na horyzoncie pod północnym biegunem świata leży punkt północy N (ryc. 11 i 12), punkt S diametralnie przeciwny to punkt południa. Linia NS nazywana jest linią południową (ryc. 11), ponieważ cień z pionowo umieszczonego pręta pada wzdłuż niej w płaszczyźnie poziomej w południe. (Jak narysować linię południową na ziemi i jak poruszać się wzdłuż niej wzdłuż horyzontu i Gwiazdy Północnej, uczyłeś się w piątej klasie na kursie geografii fizycznej). Wschodnie punkty E i zachód W leżą na linii horyzontu. Są oddzielone od punktów na północ N i południe S przez

Ryż. 13. Trasy dobowe opraw względem horyzontu dla obserwatora znajdującego się: a - na biegunie Ziemi; b - w środkowych szerokościach geograficznych; c - na równiku.

90°. Płaszczyzna południka niebieskiego przechodzi przez punkt bieguna niebieskiego, zenit i punkt S (ryc. 11), pokrywając się dla obserwatora C z płaszczyzną jego południka geograficznego (ryc. 12). Ostatecznie płaszczyzna przechodząca przez obserwatora (punkt C) prostopadła do osi świata tworzy płaszczyznę równika niebieskiego, równoległą do płaszczyzny równika ziemskiego (ryc. 11). Równik niebieski dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: półkulę północną z wierzchołkiem na północnym biegunie niebieskim i półkulę południową z wierzchołkiem na biegunie południowym.

4. Wyznaczanie szerokości geograficznej.

Przejdźmy do rysunku 12.

Kąt (wysokość bieguna świata nad horyzontem) jest równy kątowi (szerokości geograficznej miejsca), jako kąty o wzajemnie prostopadłych bokach.Równość tych kątów daje najprostszy sposób określając szerokość geograficzną obszaru, odległość kątowa bieguna niebieskiego od horyzontu jest równa szerokości geograficznej obszaru. Aby określić szerokość geograficzną obszaru, wystarczy zmierzyć wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem.

5. Codzienny ruch opraw na różnych szerokościach geograficznych.

Teraz wiemy, że wraz ze zmianą szerokości geograficznej miejsca obserwacji zmienia się orientacja osi obrotu sfery niebieskiej względem horyzontu. Zastanówmy się, jakie będą widoczne ruchy ciał niebieskich w rejonie bieguna północnego, na równiku i na środkowych szerokościach geograficznych Ziemi.

Na biegunie Ziemi biegun niebieski znajduje się w zenicie, a gwiazdy poruszają się po okręgach równolegle do horyzontu (ryc. 13, a). Tutaj gwiazdy nie zachodzą i nie wschodzą, ich wysokość nad horyzontem pozostaje niezmieniona.

Na średnich szerokościach geograficznych występują zarówno gwiazdy wschodzące, jak i zachodzące, a także te, które nigdy nie schodzą poniżej horyzontu (ryc. 13, b). Na przykład konstelacje okołobiegunowe (ryc. 10) nigdy nie ustawiają się na szerokościach geograficznych ZSRR. Konstelacje dalej od północnego bieguna niebieskiego pojawiają się na chwilę nad horyzontem. A konstelacje, które leżą jeszcze dalej na południe, nie wznoszą się (ryc. 14).

Ryż. 14. Widoczne dzienne ścieżki opraw względem horyzontu po północnej stronie nieba.

Ryż. 15. Górne i dolne kulminacje opraw.

w ciągu dnia (ryc. 13, c). Dla obserwatora na równiku wszystkie gwiazdy wznoszą się i ustawiają prostopadle do płaszczyzny horyzontu.Każda gwiazda tutaj spędza dokładnie połowę swojej drogi nad horyzontem.

Dla obserwatora na równiku ziemskim północny biegun nieba pokrywa się z punktem północnym, a południowy biegun pokrywa się z punktem południowym (ryc. 13, c). Oś świata dla niego znajduje się w płaszczyźnie horyzontu.

6. Punkty kulminacyjne.

Biegun świata, z pozorną rotacją nieba, odzwierciedlającą obrót Ziemi wokół własnej osi, zajmuje stałą pozycję nad horyzontem na danej szerokości geograficznej (ryc. 12). W ciągu dnia gwiazdy zataczają kręgi równoległe do równika nad horyzontem wokół osi świata. Co więcej, każda oprawa przecina południk niebieski dwa razy dziennie (ryc. 15).

Zjawiska przechodzenia opraw przez południk niebieski nazywane są kulminacjami. W górnej kulminacji wysokość oprawy jest maksymalna, w dolnej kulminacji - minimalna. Odstęp czasowy między kulminacjami wynosi pół dnia.

W oprawie M (ryc. 15), która nie zachodzi na danej szerokości geograficznej, widoczne są obie kulminacje (nad horyzontem), dla gwiazd wschodzących i zachodzących dolna kulminacja występuje poniżej horyzontu, poniżej punktu północnego. oprawa położona daleko na południe od równika niebieskiego, obie kulminacje mogą być niewidoczne.

Moment górnej kulminacji środka Słońca nazywany jest prawdziwym południem, a moment dolnego kulminacji nazywany jest prawdziwą północą. W południe cień pionowego pręta pada wzdłuż linii południa.

Wszystkie inne gwiazdy zataczają pełne koła w ciągu dnia z centrum w pobliżu bieguna. Można to łatwo zweryfikować, wykonując następujący eksperyment. Kamera ustawiona na „nieskończoność” zostanie skierowana na Gwiazdę Polarną i bezpiecznie zamocowana w tej pozycji. Otwórz migawkę przy całkowicie otwartym obiektywie na pół godziny lub godzinę. Po wywołaniu tak sfotografowanego obrazu zobaczymy na nim koncentryczny

jej łuki są śladami ścieżek gwiazd. Wspólny środek tych łuków - punkt, który pozostaje nieruchomy podczas codziennego ruchu gwiazd, jest warunkowo nazywany biegunem północnym świata. Gwiazda polarna jest bardzo blisko niej. Punkt diametralnie przeciwny do niego nazywany jest biegunem południowym świata. Na półkuli północnej jest poniżej horyzontu.

Zjawiska ruchu dobowego gwiazd wygodnie jest badać za pomocą konstrukcji matematycznej – sfery niebieskiej, czyli tzw. wyimaginowana sfera o dowolnym promieniu, której środek znajduje się w punkcie obserwacji. Widoczne pozycje wszystkich opraw rzutowane są na powierzchnię tej kuli, a dla wygody pomiarów budowany jest szereg punktów i linii. Tak więc pion ZCZ΄ przechodzący przez obserwatora przecina niebo nad głową w punkcie zenitu Z. Diametralnie przeciwny punkt Z΄ nazywa się nadirem. Płaszczyzna (NESW) prostopadła do pionu ZZ΄ jest płaszczyzną horyzontu - płaszczyzna ta dotyka powierzchni globu w punkcie, w którym znajduje się obserwator. Dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: widzialną, której wszystkie punkty znajdują się nad horyzontem, i niewidzialną, której punkty leżą poniżej horyzontu.

Oś pozornego obrotu sfery niebieskiej, łącząca oba bieguny świata (P i P") i przechodząca przez obserwatora (C), nazywana jest osią świata. Oś świata dla każdego obserwatora będzie zawsze równolegle do osi obrotu Ziemi.Na horyzoncie pod północnym biegunem świata leży północny punkt N , punkt S diametralnie przeciwny do niego jest punktem południowym.Linia NS nazywana jest linią południową, ponieważ cień z pionowo umieszczonego pręta pada wzdłuż niego na płaszczyźnie poziomej w południe (Jak narysować linię południową na ziemi i jak poruszać się wzdłuż niej i wzdłuż Gwiazdy Polarnej Wschód E i Zachód W leżą na linii horyzontu i są 90° od północy N i południa S o 90° południk niebieski, pokrywający się dla obserwatora C z płaszczyzną jego południka geograficznego Wreszcie płaszczyzna (AWQE) przechodząca przez obserwatora (punkt C) prostopadła do osi świata tworzy samolot b równika niebieskiego, równoległego do płaszczyzny równika ziemskiego. Równik niebieski dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: półkulę północną z wierzchołkiem na północnym biegunie niebieskim i półkulę południową z wierzchołkiem na biegunie południowym.

Codzienny ruch opraw na różnych szerokościach geograficznych

Teraz wiemy, że wraz ze zmianą szerokości geograficznej miejsca obserwacji zmienia się orientacja osi obrotu sfery niebieskiej względem horyzontu. Zastanówmy się, jakie będą widoczne ruchy ciał niebieskich w rejonie bieguna północnego, na równiku i na środkowych szerokościach geograficznych Ziemi.

Na biegunie Ziemi biegun niebieski znajduje się w zenicie, a gwiazdy poruszają się po okręgach równolegle do horyzontu. Tutaj gwiazdy nie zachodzą i nie wschodzą, ich wysokość nad horyzontem pozostaje niezmieniona.

Na średnich szerokościach geograficznych występują zarówno gwiazdy wschodzące, jak i zachodzące, a także te, które nigdy nie schodzą poniżej horyzontu (ryc. 13, b). Na przykład konstelacje okołobiegunowe na szerokościach geograficznych ZSRR nigdy nie zachodziły. Konstelacje znajdujące się dalej od bieguna północnego świata, codzienne ścieżki opraw oświetleniowych znikają na chwilę nad horyzontem. A konstelacje, które leżą jeszcze dalej na południe, nie wznoszą się.

Ale im dalej obserwator porusza się na południe, tym więcej konstelacji południowych może zobaczyć. Na równiku ziemskim w ciągu dnia można było zobaczyć konstelacje całego gwiaździstego nieba, gdyby w dzień nie przeszkadzało Słońce. Dla obserwatora na równiku wszystkie gwiazdy wznoszą się i zachodzą prostopadle do płaszczyzny horyzontu. Każda gwiazda w tym miejscu spędza dokładnie połowę swojej drogi nad horyzontem. Dla obserwatora na równiku Ziemi, północny biegun niebieski pokrywa się z punktem północnym, a południowy biegun pokrywa się z punktem południowym. Oś świata dla niego znajduje się w płaszczyźnie horyzontu.

punkty kulminacyjne

Biegun świata, z pozorną rotacją nieba, odzwierciedlającą obrót Ziemi wokół własnej osi, zajmuje stałą pozycję nad horyzontem na danej szerokości geograficznej. W ciągu dnia gwiazdy zataczają kręgi równoległe do równika nad horyzontem wokół osi świata. W tym samym czasie każda oprawa przecina południk niebieski dwa razy dziennie.

Zjawiska przechodzenia opraw przez południk niebieski nazywane są kulminacjami. W górnej kulminacji wysokość oprawy jest maksymalna, w dolnej kulminacji minimalna. Odstęp czasowy między kulminacjami wynosi pół dnia.

W oprawie M, która nie zachodzi na danej szerokości geograficznej, widoczne są obie kulminacje (nad horyzontem), w gwiazdach wschodzących i zachodzących, M1 i M2, kulminacja dolna występuje pod horyzontem, poniżej punktu północnego. W oprawie M3, położonej daleko na południe od równika niebieskiego, obie kulminacje mogą być niewidoczne. Moment górnej kulminacji środka Słońca nazywany jest prawdziwym południem, a moment dolnego kulminacji nazywany jest prawdziwą północą. W południe cień pionowego pręta pada wzdłuż linii południa.

4. Ekliptyczne i „wędrujące” luminarze-planety

Na danym obszarze każda gwiazda zawsze osiąga kulminację na tej samej wysokości nad horyzontem, ponieważ nie zmienia się jej odległość kątowa od bieguna niebieskiego i od równika niebieskiego. Słońce i księżyc zmieniają wysokość, na której osiągają kulminację.

Jeśli za pomocą dokładnych zegarów odnotujemy odstępy czasu między górnymi kulminacjami gwiazd i Słońca, to możemy być przekonani, że odstępy między kulminacjami gwiazd są o cztery minuty krótsze niż odstępy między kulminacjami Słońca. Oznacza to, że podczas jednego obrotu sfery niebieskiej Słońce ma czas na przemieszczenie się względem gwiazd na wschód – w kierunku przeciwnym do dziennego obrotu nieba. To przesunięcie wynosi około 1 °, ponieważ sfera niebieska wykonuje pełny obrót - 360 ° w ciągu 24 godzin, w ciągu 1 godziny, równej 60 minutom, obraca się o 15 °, a po 4 minutach - o 1 °. W ciągu roku Słońce zakreśla duży okrąg na tle rozgwieżdżonego nieba.

Kulminacje Księżyca spóźniają się każdego dnia nie o 4 minuty, ale o 50 minut, ponieważ Księżyc wykonuje jeden obrót w kierunku obrotu nieba w ciągu miesiąca.

Planety poruszają się wolniej i w bardziej złożony sposób. Na tle rozgwieżdżonego nieba poruszają się w jedną lub drugą stronę, czasem powoli wypisując pętle. Wynika to z połączenia ich prawdziwego ruchu z ruchami Ziemi. Na gwiaździstym niebie planety (w tłumaczeniu ze starożytnej greki jako „wędrujące”) nie zajmują stałego miejsca, podobnie jak Księżyc i Słońce. Jeśli zrobisz mapę gwiaździstego nieba, możesz na niej wskazać położenie Słońca, Księżyca i planet tylko na pewien moment.

Pozorny roczny ruch Słońca odbywa się wzdłuż dużego kręgu sfery niebieskiej, zwanego ekliptyką.

Poruszając się wzdłuż ekliptyki, Słońce dwukrotnie przecina równik niebieski w tak zwanych punktach równonocy. Dzieje się to około 21 marca i około 23 września, podczas równonocy. Obecnie Słońce znajduje się na równiku niebieskim i jest zawsze podzielone płaszczyzną horyzontu na pół. Dlatego sposoby

Dzienna ścieżka Słońca. Każdego dnia, gdy wschodzi z horyzontu po wschodniej stronie nieba, Słońce przechodzi przez niebo i ponownie chowa się na zachodzie. Dla mieszkańców półkuli północnej ruch ten odbywa się od lewej do prawej, dla południowców - od prawej do lewej. W południe Słońce osiąga największą wysokość lub, jak mówią astronomowie, osiąga kulminację. Najwyższym punktem kulminacyjnym jest południe, jest też punkt kulminacyjny dolny - o północy. Na naszych średnich szerokościach geograficznych dolna kulminacja Słońca nie jest widoczna, ponieważ występuje poniżej horyzontu. Ale za kołem podbiegunowym, gdzie Słońce czasami latem nie zachodzi, można zaobserwować zarówno górną, jak i dolną kulminację. Na biegunie geograficznym dzienna droga Słońca jest prawie równoległa do horyzontu. Pojawiając się w dniu równonocy wiosennej, Słońce wschodzi coraz wyżej przez ćwierć roku, zataczając kręgi nad horyzontem. W dniu przesilenia letniego osiąga maksymalną wysokość (23,5?).

Przez następny kwartał roku, przed równonocą jesienną, zachodzi Słońce. To jest dzień polarny. Potem na pół roku zapada noc polarna. Na średnich szerokościach widoczna dzienna ścieżka Słońca albo skraca się, albo zwiększa się w ciągu roku. Jest najniższy w czasie przesilenia zimowego, a najwyższy w przesileniu letnim. Podczas równonocy Słońce znajduje się na równiku niebieskim. Jednocześnie wznosi się w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim. W okresie od wiosennej równonocy do letniego przesilenia miejsce wschodu słońca przesuwa się nieznacznie od punktu wschodu słońca w lewo, na północ. A miejsce wejścia odsuwa się od punktu zachodniego w prawo, choć także na północ. W dniu przesilenia letniego Słońce pojawia się na północnym wschodzie, a w południe osiąga kulminację na najwyższej wysokości w roku. Słońce zachodzi na północnym zachodzie. Wtedy miejsca wschodu i zachodu słońca cofają się na południe. Podczas przesilenia zimowego Słońce wschodzi na południowym wschodzie, przecina południk niebieski w najniższym punkcie i zachodzi na południowym zachodzie. Należy pamiętać, że z powodu załamania (czyli załamania promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej) pozorna wysokość oprawy jest zawsze większa niż rzeczywista. Dlatego wschód słońca następuje wcześniej, a zachód później, niż gdyby nie było atmosfery. Tak więc dzienna droga Słońca to mały okrąg sfery niebieskiej, równoległy do ​​równika niebieskiego. Jednocześnie w ciągu roku Słońce porusza się względem równika niebieskiego albo na północ, albo na południe. Dzienne i nocne etapy jego podróży nie są takie same. Są równe tylko w dni równonocy, kiedy Słońce znajduje się na równiku niebieskim.

Roczna ścieżka Słońca Wyrażenie „droga Słońca wśród gwiazd” wyda się komuś dziwne. W dzień nie widać gwiazd. Dlatego niełatwo zauważyć, że Słońce jest wolne, o około 1? dziennie, porusza się między gwiazdami od prawej do lewej. Ale możesz zobaczyć, jak zmienia się wygląd gwiaździstego nieba w ciągu roku. Wszystko to jest konsekwencją rewolucji Ziemi wokół Słońca. Trasa widocznego rocznego ruchu Słońca na tle gwiazd nazywana jest ekliptyką (z greckiego „eclipsis” – „zaćmienie”), a okres obrotu wzdłuż ekliptyki nazywany jest rokiem gwiezdnym. Jest to 265 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund, czyli 365,2564 dni słonecznych. Ekliptyka i równik niebieski przecinają się pod kątem 23?26" w punktach równonocy wiosennej i jesiennej. W pierwszym z tych punktów Słońce zwykle dzieje się 21 marca, kiedy przechodzi z półkuli południowej nieba do północnej. W drugim, 23 września, kiedy przechodzą ze swojej północnej półkuli na południe. W najdalszym punkcie ekliptyki na północ Słońce jest 22 czerwca (przesilenie letnie), a na południu - 22 grudnia (przesilenie zimowe).W roku przestępnym daty te są przesunięte o jeden dzień.Spośród czterech punktów na ekliptyce głównym punktem jest równonoc wiosenna.To od niej mierzy się jedną ze współrzędnych niebieskich - po prawej wniebowstąpienie.Służy również do zliczania czasu syderycznego i roku tropikalnego - odstępu czasu między dwoma kolejnymi przejściami centrum Słońca przez punkt równonocy wiosennej.Rok zwrotnikowy determinuje zmianę pór roku na naszej planecie.Od punktu równonocy wiosennej powoli porusza się wśród gwiazd ze względu na precesję osi Ziemi, czas trwania zwrotnika około roku krócej niż czas trwania działania syderycznego. Jest 365.2422 średnich dni słonecznych. Około 2 tysiące lat temu, kiedy Hipparch sporządzał swój katalog gwiazd (pierwszy, który dotarł do nas w całości), równonoc wiosenna była w gwiazdozbiorze Barana. Do naszych czasów przesunął się prawie 30 stopni do konstelacji Ryb, a punkt równonocy jesiennej przesunął się z konstelacji Wagi do konstelacji Panny.

Ale zgodnie z tradycją punkty równonocy są wyznaczone przez dawne znaki dawnych konstelacji „równonocnych” - Barana i Wagi. To samo stało się z punktami przesilenia: lato w gwiazdozbiorze Byka jest oznaczone znakiem Raka, a zima w gwiazdozbiorze Strzelca jest oznaczona znakiem Koziorożca. I wreszcie ostatnia rzecz związana jest z widocznym rocznym ruchem Słońca. Połowa ekliptyki od równonocy wiosennej do równonocy jesiennej (od 21 marca do 23 września) zajmuje Słońcu 186 dni. Druga połowa, od równonocy jesiennej do równonocy wiosennej, trwa 179 dni (180 dni w roku przestępnym). Ale przecież połówki ekliptyki są równe: każda ma 180 stopni. Dlatego Słońce porusza się po ekliptyce nierównomiernie. Nierówność tę tłumaczy się zmianą prędkości ruchu Ziemi po eliptycznej orbicie wokół Słońca. Nierównomierny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do różnych długości pór roku. Na przykład dla mieszkańców półkuli północnej wiosna i lato są o sześć dni dłuższe niż jesień i zima. Ziemia w dniach 2-4 czerwca znajduje się od Słońca o 5 milionów kilometrów dalej niż w dniach 2-3 stycznia i porusza się po swojej orbicie wolniej zgodnie z drugim prawem Keplera. Latem Ziemia otrzymuje mniej ciepła od Słońca, ale lato na półkuli północnej trwa dłużej niż zima. Dlatego półkula północna jest cieplejsza niż półkula południowa.

Praca weryfikacyjna nr 2 (samokontrola)

Definicja szerokości geograficznej

według obserwacji astronomicznych

opcja 1

1. Na jakiej wysokości występuje górny punkt kulminacyjny gwiazdy Altair w Leningradzie, którego szerokość geograficzna wynosi 60 °?

2. Oprawa wznosi się w punkcie wschodnim. Gdzie będzie za 12 godzin?

Opcja 2

1. Jaka jest deklinacja gwiazdy, jeśli jej punkt kulminacyjny znajduje się w Moskwie, której szerokość geograficzna wynosi 56 °, na wysokości 63 °?

2. Jaki jest stosunek dziennych ścieżek gwiazd do równika niebieskiego?

Opcja 3

1. Jaka jest szerokość geograficzna miejsca obserwacji, jeśli gwiazda Regulus była obserwowana w górnej kulminacji na wysokości 57°?

2. Gdzie na Ziemi nie widać gwiazd na południowej półkuli nieba?

Opcja 4

1. Na jakiej wysokości występuje górny punkt kulminacyjny gwiazdy Spica w mieście, którego szerokość geograficzna wynosi 50°?

2. Jakie są dzienne ścieżki gwiazd względem horyzontu dla obserwatora znajdującego się na biegunie Ziemi?

Opcja 5

1. Jaka jest deklinacja gwiazdy, jeśli jej górna kulminacja w Erywaniu, którego szerokość geograficzna wynosi 40°, występuje na wysokości 37°?

2. Jaki krąg sfery niebieskiej przecinają wszystkie gwiazdy dwa razy dziennie, jeśli obserwacje prowadzone są na średnich szerokościach geograficznych.

Opcja b

1. Jaka jest szerokość geograficzna miejsca obserwacji, jeśli gwiazdę Betelgeuse zaobserwowano w górnej kulminacji na wysokości 48°?

2. Jaki jest stosunek osi świata do osi ziemi? względem horyzontu?

______________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________

1. Ile razy gwiazda o jasności 3,4mag jest słabsza od Syriusza, którego jasność pozorna wynosi -1,6 mag?

2. Jaka jest bezwzględna wielkość Syriusza, jeśli odległość do niego wynosi 2,7 ps?

3. Jaka jest jasność Begi? Bezwzględna wielkość gwiazdowa Słońca jest równa 4,8.

1. Ile razy jest gwiazdą o pozornej wielkości 3, jaśniejsze niż gwiazda druga wielkość?

2. Oblicz bezwzględną wielkość Run, jeśli odległość do niej wynosi 8,1 ps?

3. Jaka jest jasność Syriusza? Bezwzględna wielkość gwiazdowa Słońca jest równa 4,8.

Stopień

II budynek Układ Słoneczny

(mechanika niebiańska)

Praca weryfikacyjna nr 3 (samokontrola)

Prawa Keplera, opcja 1

1. Jaka jest główna półoś orbity Urana, jeśli gwiezdny okres obrotu tej planety wokół Słońca wynosi 84 lata?

2. Jak zmienia się wartość prędkości planety podczas jej przemieszczania się od aphelium do peryhelium?

Opcja 2

1. Półoś wielka orbity Saturna wynosi 9,5 AU. e. Jaki jest gwiezdny okres jego rewolucji wokół Słońca?

2. W którym punkcie orbity eliptycznej energia kinetyczna sztucznego satelity Ziemi (AES) jest maksymalna, a w którym jest minimalna?

Opcja 3

1. Półoś wielka orbity Jowisza 5 AU. e. Jaki jest gwiezdny okres jego rewolucji wokół Słońca?

2. W którym punkcie orbity eliptycznej energia potencjalna sztucznego satelity Ziemi (AES) jest minimalna, a w którym jest maksymalna?

Opcja 4

1. Okres gwiazdowy obiegu Jowisza wokół Słońca wynosi 12 lat. Jaka jest średnia odległość Jowisza od Słońca?

2. W którym punkcie orbity planety znajduje się jej maksymalna energia kinetyczna, w którym jest minimalna?

Opcja 5

1. Półoś wielka orbity Marsa wynosi 1,5 AU. e. Co) jest gwiezdnym okresem jego rewolucji wokół Słońca?

2. Jak zmienia się wartość prędkości planety, gdy przemieszcza się ona z peryhelium do aphelium?

Opcja 6

1. Półoś wielka orbity Wenus wynosi 0,7 AU. e. Co) jest gwiezdnym okresem jego rewolucji wokół Słońca?

2. Jak zachodzi pozorny ruch planet?

Zadanie twórcze:

Określ swój wiek na planecie

__________________________________________________________

Praca weryfikacyjna nr 6 (samokontrola)

„Określanie odległości do gwiazd”

1. Odległość do gwiazdy Betelgeuse wynosi 652 lata świetlne. Jaka jest jego paralaksa?

2. Paralaksa Procjona wynosi 0,28". Ile czasu zajmuje światłu tej gwiazdy dotarcie do Ziemi?

3. Paralaksa gwiazdy wynosi 0,5 "Określ, ile razy ta gwiazda jest dalej od nas niż Słońce.

4. Paralaksa Altaira wynosi 0,20". Odległość do Vegi wynosi 29 lat świetlnych. Która z tych gwiazd jest dalej od nas i ile razy?

2) Nazwij kolor następujących gwiazd według ich widma

3) Które gwiazdy należą do następujących klas jasności gwiazd

Stopień

________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________________

Praca weryfikacyjna nr 4 (samokontrola)

Konfiguracje i warunki widoczności planet

opcja 1

1. Po jakim czasie powtarzają się momenty maksymalnej odległości Wenus od Ziemi, jeśli jej okres gwiezdny wynosi 225 dni?

2. Jakie planety można zaobserwować w opozycji? Które nie mogą?

Opcja 2

1. Przez jaki okres czasu powtarzają się opozycje Marsa, jeśli gwiezdny okres jego obrotu wokół Słońca wynosi 1,9 roku?

2. Jakie planety nie mogą być w koniunkcji mniejszej?

Opcja 3

1. Jaki jest okres gwiezdny obiegu Wenus wokół Słońca, jeśli jej górne koniunkcje ze Słońcem powtarzają się po 1,6 roku?

2. W jakiej konfiguracji i dlaczego najwygodniej jest obserwować Marsa?

Opcja 4

1. Jaki jest okres gwiezdny rewolucji Jowisza, jeśli jego okres synodyczny wynosi 400 dni?

2. Jakie planety mogą być w lepszej koniunkcji?

Opcja 5

1. Określ synodyczny okres rewolucji Merkurego, wiedząc, że jego gwiezdny okres obrotu wokół Słońca wynosi 0,24 roku.

2. W której z konfiguracji mogą występować zarówno planety wewnętrzne, jak i zewnętrzne?

Opcja 6

1. Jaki będzie gwiezdny okres obiegu planety zewnętrznej wokół Słońca, jeśli jej opozycje będą się powtarzać za 1,5 roku?

2. Jakie planety można zobaczyć w pobliżu Księżyca podczas pełni?

Wyjście:
	Stopień

© 2015-2019 strona
Wszelkie prawa należą do ich autorów. Ta strona nie rości sobie praw autorskich, ale zapewnia bezpłatne użytkowanie.
Data utworzenia strony: 2016-08-20