Конспект лекций по астрономии (раздаточный материал) по разделу "Практические основы астрономии" (часть 2)

МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ

ВЫСШЕГО   ОБРАЗОВАНИЯ

 «ВОЛЖСКИЙ ИНСТИТУТ ЭКОНОМИКИ, ПЕДАГОГИКИ И ПРАВА»

  Волжский социально-педагогический колледж

Астрономия (11кл., 1 курс СПО)   

Конспект лекций по разделу «Практические основы астрономии»(часть2) 

(к учебнику Б. А. Воронцова-Вельяминова, Е. К. Страута)

Автор: Бондаренко Людмила Валентиновна

Место работы: Волжский социально-педагогический колледж – структурное подразделение ВИЭПП

Должность: Преподаватель физики и астрономии

Движение и фазы Луны

Луна - ближайшее к Земле небесное тело, её единственный естественный спутник. Движение Луны относительно звезд происходит по сложной траектории, оно складывается из движения вокруг Земли и движения вместе с землей вокруг Солнца. Изучение движения Луны - одна из сложных задач небесной механики. Находясь на расстоянии около 380 тыс. км от Земли, Луна обращается вокруг неё приблизительно по эллиптической орбите в том же направлении, в котором Земля вращается вокруг своей оси. Поэтому мы видим Луну перемещающейся среди звезд навстречу вращению неба. Направление движения Луны всегда одно и то же - с запада на восток.   Видимая орбита Луны на небесной сфере – это большой круг, который наклонен к плоскости эклиптики всего на 5009′. Этот круг пересекает эклиптику  в двух точках-узлах (драконические точки). За каждые сутки она перемещается относительно звёзд примерно на 130. Полный оборот вокруг Земли Луна совершает за 27суток 7 часов 43,1 мин (27,3 суток). Этот промежуток времени - период обращения Луны вокруг Земли в системе отсчёта, связанной со звёздами, называется звёздным или сидерическим (от лат. sidus - звезда) месяцем.           Собственного свечения Луна не имеет, а Солнце освещает только половину лунного шара. Поэтому по мере её движения по орбите вокруг Земли происходит изменение вида Луны - смена лунных фаз. Лунной фазой называется часть лунного диска, видимая в солнечном освещении (принято различать 4 основных фазы Луны - Новолуние, Первая четверть, Полнолуние, Последняя четверть). Кстати, освещенная сторона Луны всегда указывает в сторону Солнца, даже если оно скрыто за горизонтом. Линия светораздела, отделяющая освещенную часть Луны от неосвещенной называется терминатором. В какое время суток Луна бывает над горизонтом, каким мы видим обращённое к Земле полушарие Луны - полностью освещённым или освещённым частично, - всё это зависит от положения Луны на орбите (рис.1).      Если она расположена так, что обращена к Земле своей тёмной, неосвещённой стороной (положение 1), то мы не можем видеть Луну, но знаем, что она находится на небе где-то рядом с Солнцем. Эта фаза Луны называется новолунием. Двигаясь по орбите вокруг Земли, Луна примерно через трое суток придёт в положение 2.    В это время её можно будет видеть по вечерам неподалёку от заходящего Солнца в виде узкого серпа («молодая» Луна). При наблюдении из Северного полушария Земли выпуклость серпа обращена вправо, в сторону зашедшего Солнца (рис.). При этом нередко бывает видна и остальная часть Луны, которая светится значительно слабее, так называемым пепельным светом. Это наша планета, отражая солнечные лучи, освещает ночную сторону своего спутника.      День ото дня серп Луны увеличивается по ширине, и его угловое расстояние от Солнца возрастает. Через 7 суток  после новолуния мы видим половину освещённого полушария Луны - наступает фаза, называемая первой четвертью (см. рис., положение 3). В этой фазе Луна восходит днем, к вечеру видна в южной области неба и заходит ночью.      В дальнейшем доля освещённого полушария Луны, видимая с Земли, продолжает увеличиваться (положение 4), и через 14-15 суток после новолуния Луна приходит в противостояние с Солнцем, т.е. наступит полнолуние (положение 5). В этой фазе Луна находится на небе в стороне, противоположной Солнцу, и видна над горизонтом всю ночь - от его захода до восхода (она восходит при заходе Солнца, проходит через южную сторону неба, и заходит за горизонт в момент восхода Солнца).      После полнолуния фаза Луны начинает уменьшаться. Сокращается и её угловое расстояние от Солнца. Сначала на правом крае лунного диска появляется небольшой ущерб, который имеет форму серпа. Постепенно этот ущерб растёт (положение 6   ), а через неделю после полнолуния наступает фаза последней четверти (положение 7   ). В этой фазе, как и в первой четверти, мы снова видим половину освещённого полушария Луны, но теперь уже другую, которая в первой четверти была неосвещённой. Луна восходит  около полуночи  и видна в этой фазе по утрам (рис.). К моменту восхода Солнца она оказывается в южной половине неба, а заходит днем.  В последующем её серп, обращённый теперь выпуклостью влево (если смотреть из Северного полушария Земли), становится всё более и более узким (см. рис., положение 8 ), постепенно сближаясь с Солнцем. Теперь мы можем наблюдать Луну только под утро, незадолго до восхода Солнца (видны также Меркурий и Венера). Затем снова наступает новолуние. Полный цикл смены лунных фаз составляет в среднем 29 сут 12ч 44 мин 03с (29,5 суток). Этот промежуток времени между двумя последовательными одинаковыми фазами называется синодическим месяцем (от греч. synodos - соединение). Ещё в глубокой древности у многих народов месяц, наряду с сутками и годом, стал одной из основных календарных единиц.   Понять, почему синодический месяц длиннее сидерического, нетрудно, если вспомнить, что Земля движется вокруг Солнца. На рис.взаимное расположение Земли T и Луны L соответствует новолунию. Через 27,3 суток Луна займёт на небе прежнее положение относительно звёзд и будет находиться в точке L1. За это время Земля, перемещаясь на 1° в сутки, пройдёт по орбите дугу в 27° и окажется в точке T1. Луне, для того чтобы снова оказаться в новолунии L2, придётся пройти по орбите такую же дугу (27°). На это потребуется немногим более двух суток, поскольку за сутки Луна смещается на 13°.        С Земли видна лишь одна сторона Луны, однако это не означает, что она не вращается вокруг своей оси. Это происходит потому, что  Луна вращается вокруг своей оси и по орбите вокруг Земли с одной и той же скоростью - один оборот за 27,3 суток, то есть вращение Луны вокруг Земли и вокруг собственной оси синхронизировано.  Если бы Луна не вращалась вокруг своей оси, то на протяжении одного обо­рота ее вокруг Земли можно было бы наблюдать всю поверх­ность Луны с Земли. В астрономии принято выделять лунный год, который равен 12 лунных месяцев или 354 земных суток, что на 11 дней короче календарного года. Такая разница приводит к тому, что одни и те же фазы Луны из года в год будут приходиться на разные даты, а повторятся в одни и те же дни они будут только раз в 19 лет.

Затмения Солнца и Луны.

В своём движении Луна очень часто заслоняет (или, как говорят астрономы, покрывает) звёзды зодиакальных созвездий. А иногда происходит покрытие Луной планет и Солнца. Покрытие Солнца Луной называется солнечным затмением.  Солнечное затмение имеет различный вид для разных точек земной поверхности. Так как диаметр Луны в 400 раз меньше диаметра Солнца и Луна примерно в 400 раз находится ближе к Земле, то на небе Солнце и Луна кажутся дисками одинакового размера. Поэтому при полном солнечном затмении Луна может целиком покрыть яркую поверхность Солнца, оставляя при этом открытой солнечную атмосферу Рассмотрим схему полного солнечного затмения (рис.). Проходя между Солнцем и Землей, маленькая по размерам Луна не может полностью затенить Землю. Диск Солнца будет целиком закрыт только для наблюдателя А, находящегося внутри конуса лунной тени, максимальный диаметр которой на поверхности Земли не превышает 270 км. Только отсюда, с этой сравнительно узкой области земной поверхности, куда падает тень от Луны, будет видно полное солнечное затмение. Там же, куда падает полутень от Луны, внутри так называемого конуса лунной полутени, будет видно (для наблюдателей В и С) частное солнечное затмение.   Если в момент затмения Луна, перемещаясь по своей эллиптической орбите, будет находиться на значительном удалении от Земли, то видимый диск Луны окажется слишком малым, чтобы полностью покрыть Солнце. Тогда наблюдатель А (рис.) сможет видеть вокруг темного диска Луны сияющий ободок солнечного диска. Это - кольцеобразное затмение. Для наблюдателей В и С такое солнечное затмение будет частным. За пределами лунной полутени затмения вообще не наблюдаются. Солнечное затмение видно не на всей поверхности Земли, а только там, где пробегают тень и полутень Луны. Путь лунной тени по земной поверхности называется полосой полного солнечного затмения Лунные затмения происходят тогда, когда Луна попадает в земную тень, которая также имеет форму конуса и окружена полутенью (рис.). При частичном погружении Луны в земную тень лунное затмение называется частным теневым, а при полном погружении - полным теневым затмением. Так как земная тень направлена в сторону, противоположную Солнцу, Луна может пройти сквозь нее только в полнолуние. Луна постепенно погружается в земную тень своим левым краем. При полном затмении она становится бурого или темно-красного цвета, поскольку солнечный свет, преломляясь в земной атмосфере, освещает Луну преимущественно красными лучами, которые менее всего рассеиваются и ослабляются земной атмосферой. Ежегодно происходит от 2 до 5 солнечных затмений. В среднем в одном и том же месте Земли полное солнечное затмение можно наблюдать чрезвычайно редко - лишь раз в 200-300 лет. Так, например, в окрестностях Москвы последний раз полное солнечное затмение наблюдалось 19 августа 1887 года. В следующий раз это произойдёт 16 сентября 2126  года. Но бывают и исключения. Например, в районе города Бийска (Алтайский край), в период с 1981 года по 2008 наблюдалось целых три полных солнечных затмения: 31 июля 1981 года, 29 марта 2006 года и 1 августа 2008 года. Продолжительность полного солнечного затмения не превышает 7 мин 31 с. А самое длительное кольцеобразное солнечное затмение произошло 15 января 2010 года в тропической Африке и Юго-Восточной Азии. Длилось оно более 11 минут. Из-за малой длительности солнечных затмений астрономы тщательно готовятся их к наблюдениям, чтобы в течение этого малого промежутка времени успеть изучить внешние разреженные оболочки Солнца, что в обычных условиях крайне затруднено. Так, например, во время полного солнечного затмения в Индии 18 августа 1868 года французский учёный Пьер Жансен впервые исследовал хромосферу Солнца и получил спектр нового химического элемента, который назвали в честь Солнца — гелием. А 17 мая 1882 года во время солнечного затмения наблюдателями из Египта была замечена комета, пролетающая вблизи Солнца. Она получила название Кометы затмения. Как правило, ежегодно происходит 1-2  лунных затмения, но выдаются годы, когда затмений совсем не бывает. А максимальное число лунных затмений за год - 4. Например, это произойдёт в 2020 и 2038 годах. Лунные затмения видны со всего ночного полушария Земли, где в это время Луна находится над горизонтом. Поэтому в каждой данной местности они наблюдаются чаще солнечных затмений, хотя происходят примерно в 1,5 раза реже. Максимальная продолжительность лунного затмения достигает 1 ч 47 мин.  Еще в VI в. до н. э. было установлено, что примерно через 18 лет и 11,3 суток все затмения будут повторяться в одной и той же последовательности. Этот период (период между затмениями) назвали саросом (греч. сарос - период, повторение). Во время сароса в среднем происходит 70-71 затмение, из которых 42-43 солнечных (14 - полных, 13-14 - кольцеобразных и 15 - частных) и 28 - лунных. Почему солнечные и лунные затмения бывают не каждый месяц? С чем связано явление сароса? Казалось бы (см. рисунки выше), затмения должны происходить при каждом обороте Луны вокруг Земли.  На самом деле такого не случается, так как плоскость лунной орбиты не совпадает с плоскостью эклиптики. Видимый путь движения Луны на небе пересекается с эклиптикой под углом в среднем 5°09′ - видимым путем движения Солнца на фоне звезд. Поэтому Луна во время новолуния или полнолуния может находиться далеко от плоскости эклиптики, и тогда ее диск пройдет выше или ниже диска Солнца или конуса тени Земли. Затмения же наступают только тогда, когда Луна находится вблизи точек пересечения лунной орбиты с эклиптикой (рис.). Видно, что в новолуние тень Луны не всегда падает на Землю. Можно ли наблюдать солнечные затмения, находясь на Луне? Конечно можно. Происходит это тогда, когда Солнце Земля и Луна выстраиваются на одной прямой, и при этом наша планета располагается между Луной и Солнцем. Проще говоря, солнечные затмения на Луне происходят так же часто, как на Земле лунные. При этом продолжительность полной фазы солнечного затмения, видимого с Луны, при центральном затмении может достигать почти трёх часов. Полное солнечное затмение на Луне можно наблюдать на всей её дневной стороне, в отличие от Земли.

Время и календарь

Солнце всегда освещает только половину земного шара: на одном полушарии - день, а на другом в это время ночь, соответственно всегда есть точки, где в данный момент полдень и Солнце находится в верхней кульминации, а есть полночь, когда Солнце находится в нижней кульминации.   Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, момент нижней кульминации -истинной полночью. А промежуток времени между двумя последовательными одноимёнными кульминациями центра Солнца называется истинными солнечными сутками.    Казалось бы, их можно использовать для точного счёта времени. Однако из-за эллиптической орбиты Земли, солнечные сутки периодически меняют свою продолжительность. Так, когда Земля находится ближе всего к Солнцу, она движется по орбите примерно со 30,3 км/с. А через полгода Земля оказывается в самой удалённой точке от Солнца, где её скорость падает - 29,3км/с. Такое неравномерно движение Земли по своей орбите вызывает неравномерное видимое перемещение Солнца по небесной сфере. Т.е., в разное время года Солнце "перемещается" по небу с различной скоростью. Поэтому продолжительность истинных солнечных суток постоянно меняется и пользоваться ими в качестве единицы измерения времени неудобно.   В повседневной жизни используются не истинные, а средние солнечные сутки, продолжительность которых принята постоянной и равной 24 часам.     Измерение времени солнечными сутками связано с географическим меридианом. Время, измеренное на данном меридиане, называется его местным временем, и оно одинаково для всех пунктов, находящихся на нём. При этом, чем восточнее земной меридиан, тем раньше на нём начинаются сутки. Если учесть, что за каждый час наша планета поворачивается вокруг своей оси на 15о, то разность времени двух пунктов в один час соответствует и разности долгот в 15° (в часовой мере 1 час).  Следовательно: разность местного времени двух пунктов на Земле численно равна разности значений долготы, выраженных в часовой мере. Т.е. T1 – T2 = λ1 – λ2.    Из курса географии вам известно, что за начальный (или, как его ещё называют, нулевой) меридиан принят меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию, находящуюся недалеко от Лондона. Местное среднее солнечное время Гринвичского меридиана называется всемирным временем - Universal Time (сокращённо UT).      Зная всемирное время и географическую долготу какого-либо пункта, можно легко определить его местное время: T1 = UT + λ1, т.е. местное время любого пункта равно всемирному времени в этот момент плюс долгота данного пункта от начального меридиана, выраженная в часовой мере. Эта формула также позволяет находить географическую долготу по всемирному времени и местному времени, которое определяется из астрономических наблюдений.      Если бы в повседневной жизни мы с вами пользовались местным временем, то по мере передвижения между населёнными пунктами, находящимися восточнее или западнее постоянного места проживания, нам бы приходилось непрерывно передвигать стрелки часов. Возникающие неудобства столь очевидны, что в настоящее время практически всё население земного шара пользуется поясной системой счёта времени. Она была предложена преподавателем из США Чарльзом Даудом в 1872 г. А уже в 1884 году в Вашингтоне прошла Международная меридианная конференция, итогом которой стала рекомендация применения гринвичского времени в качестве всемирного времени. Согласно этой системе, весь земной шар разделён на 24 часовых пояса, каждый из которых простирается по долготе на 15° (или на один час). Часовой пояс Гринвичского меридиана считается нулевым. Остальным же поясам  в направлении от нулевого на восток присвоены номера от 1 до 23. В пределах одного пояса во всех пунктах в каждый момент поясное время одинаково, а в соседних поясах оно отличается ровно на один час. Таким образом, поясное время, которое принято в конкретном месте, отличается от всемирного на число часов, равных номеру его часового пояса: Т = UT + n.       Границы часовых поясов не всегда проходят строго по меридианам, а проведены по административным границам областей или других регионов так, чтобы на всей их территории действовало одно и то же время. В нашей стране поясное время было введено с 1 июля 1919 г. С тех пор границы часовых поясов неоднократно пересматривались и изменялись.     В конце XX в. в России несколько раз вводилось и затем отменялось декретное время (декретное время - поясное время, измененное на целое число часов правительственным распоряжением), которое на 1 ч опережает поясное. В январе 1992 г. оно было в последний раз установлено, и теперь в повседневной жизни мы снова используем это время, называя его местным временем.   В настоящее время более надёжным и удобным временем считается атомное время, которое было введено Международным комитетом мер и весов в 1964 г. А эталоном времени были приняты атомные часы, ошибка хода которых примерно составляет одну секунду за 50 тысяч лет. Поэтому с 1 января 1972 года страны земного шара ведут счёт времени по ним.   Система счёта длительных промежутков времени, согласно которой устанавливается определённая продолжительность месяцев, их порядок в году и начальный момент отсчёта лет, называется календарём (лат. calendarium - долговая книжка; в Древнем Риме должники платили проценты в день календ - первый день месяца). Календарь, которым мы пользуемся в настоящее время, создан в результате длительных поисков наиболее удобной для этих целей системы. Любая календарная система (а их насчитывается более 200) опирается на три основные единицы измерения времени: средние солнечные сутки, синодический месяц и тропический (или солнечный) год.    Напомним, что синодический месяц — это промежуток времени между двумя последовательными одинаковыми фазами Луны. Он примерно равен 29,5 суток.   А тропический год - это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Его средняя продолжительность с 1 января 2000 года составляет 365 д 05 ч 48 мин 45,19 с. Как видим, синодический месяц и тропический год не содержат в себе целого числа средних солнечных суток. Поэтому многие народы по-своему пытались согласовать сутки, месяц и год. Это, в последствии, и привело к тому, что в разное время у разных народов была своя календарная система. Однако все календари можно условно разделить на три типа: лунные, лунно-солнечные и солнечные.    В лунном календаре год делится на 12 лунных месяцев, которые попеременно содержат в себе 30 или 29 суток. Вследствие этого, лунный календарь короче солнечного года примерно на десять суток. Такой календарь получил широкое распространение в современном исламском мире.   Лунно-солнечные календари самые сложные. В их основе лежит соотношение, что 19 солнечных лет равны 235 лунным месяцем. Вследствие этого, в году содержится 12 или 13 месяцев. В настоящее время такая система сохранилась в еврейском календаре.   В солнечном календаре за основу берётся продолжительность тропического года. Одним из первых солнечных календарей считается древнеегипетский календарь, созданный примерно в 5 тысячелетии до н. э. В нём год делился на 12 месяцев по 30 дней в каждом. А в конце года добавлялось ещё 5 праздничных дней.    Непосредственным предшественником современного календаря был календарь, разработанный 1 января 45 года до н. э. в Древнем Риме по приказу Юлия Цезаря (юлианский). Он содержал в себе 365,25 суток, что соответствовало известной в то время длине тропического года. Для удобства в нём три года считалось по 365 суток. А в каждый год, кратный четырём, добавлялись одни дополнительные сутки в феврале. Такой год был назван високосным. Но и юлианский календарь не был совершенным, так как в нём продолжительность календарного года отличалась от тропического года на 11 минут и 14 секунд. К середине 16 века было замечено смещение дня весеннего равноденствия, с которыми связаны церковные праздники, на 10 суток.    Чтобы компенсировать накопившуюся ошибку и избежать подобного смещения в будущем, в 1582 году римский папа Григорий XIII провёл реформу календаря, передвинувшую счёт дней на 10 суток вперёд (григорианский или календаря нового стиля). При этом, чтобы средний календарный год лучше соответствовал солнечному, Григорий XIII изменил правило високосных лет. По-прежнему високосным оставался год, номер которого кратен четырём, но исключение делалось для тех, которые были кратны ста. Такие годы были високосными только тогда, когда делились ещё и на 400. Например, 1700, 1800 и 1900 годы являлись простыми. А вот 1600 год и 2000 - високосными. В России новый стиль был введён в 1918 году. К этому времени между ним и старым стилем накопилось разница в 13 дней.

Краткое описание документа:

Конспект лекций по астрономии по разделу "Практические основы астрономии (ч.2)составлен в соответствии с программой курса «Астрономия» (к учебнику Б. А. Воронцова-Вельяминова, Е. К. Страута) для СПО и может быть использован в учебном процессе для активизации деятельности студентов как в аудиторной, так и для самостоятельной работы. Содержит материал, достаточный для успешного прохождения студентами текущей и промежуточной аттестации по вопросам данного раздела. Может успешно применяться в качестве раздаточного материала, что особенно актуально при отсутствии или недостаточном количестве учебников при проведении теоретических занятий.