Методические рекомендации по организации и выполнению практических работ по дисциплине «ОДБ. 07Астрономия».

Скачать материал

Государственное областное бюджетное профессиональное образовательное учреждение

«Липецкий техникум городского хозяйства и отраслевых технологий»

МЕТОДИЧЕСКИЕ РЕКОМЕНДАЦИИ

по организации и выполнению практических работ

по дисциплине: «ОДБ. 07 Астрономия».

Для специальностей социально-экономического профиля

38.02.07. Банковское дело

Липецк, 2019 г.

Разработчик: Колодина Т.В. преподаватель физики, ГОБПОУ «Липецкий техникум городского хозяйства и отраслевых технологий»

СОДЕРЖАНИЕ


1	Введение	4
2	Техника безопасности при выполнении лабораторно- практических работ по астрономии	4
3	Система оценивания работ	5
4	Содержание лабораторных работ	6
	Лабораторная работа № 1	6
	Лабораторная работа № 2	6
	Лабораторная работа № 3	14
	Лабораторная работа № 4	20
	Лабораторная работа № 5	27
	Лабораторная работа № 6	33
	Лабораторная работа № 7	39
	Лабораторная работа № 8	48
	Лабораторная работа № 9	58
	Лабораторная работа № 10	58

ü Введение

Методические указания по выполнению лабораторных работ адресованы студентам.

Методические указания созданы в помощь для работы на занятиях, подготовки к лабораторным работам, правильного составления отчетов.

Приступая к выполнению лабораторной работы, необходимо внимательно прочитать цель и задачи занятия, ознакомиться с требованиями к уровню подготовки в соответствии с федеральными государственными стандартами (ФГОС), краткими теоретическими и учебно-методическими материалами по теме практической работы, ответить на вопросы для закрепления теоретического материала.

Отчет о лабораторной работе необходимо выполнить по приведенному алгоритму, опираясь на образец.

Наличие положительной оценки по лабораторным работам необходимо для допуска к дифференцированному зачету, поэтому в случае отсутствия на уроке по любой причине или получения неудовлетворительной оценки за практическую необходимо найти время для ее выполнения или пересдачи.

Техника безопасности при выполнении лабораторно – практических работ по химии.

На первом занятии преподаватель проводит первичный инструктаж по технике безопасности и напоминает студентам о бережном отношении к оборудованию и о материальной ответственности каждого из них за сохранность оборудования и обстановки.

При выполнении лабораторных работ необходимо соблюдать следующие общие правила:

1. Содержать рабочее место в чистоте и порядке.

2. Приступать к выполнению работы лишь тогда, когда уяснены ее цель и задачи, когда обдуманы отдельные этапы выполнения работы.

3. Опыты должны выполняться аккуратно, без торопливости, с соблюдением всех требований, содержащихся в методических указаниях.

4. В лаборатории необходимо соблюдать тишину, запрещается есть, пить и заниматься посторонними делами.

5. После использования реактива необходимо сразу ставить в штатив, чтобы не создавать беспорядка на рабочем месте.

При работе в кабинете обучающимся

запрещается:

ü находиться в кабинете в отсутствии преподавателя и на перемене;

ü вставать со своего места и ходить по кабинету без разрешения преподавателя;

ü размещать на рабочем месте посторонние предметы.

обучающиеся обязаны:

ü спокойно, не торопясь, не задевая столы, входить в кабинет и занять отведенное ему место,

ü во время перемены покинуть кабинет,

ü работать на одном, закрепленном за ним месте,

ü приступать к работе по указанию преподавателя,

ü по окончанию работы сдать выданные материалы преподавателю,

ü привести свое рабочее место в порядок.

Система оценивания лабораторных работ

При оценивании лабораторной работы студента учитывается следующее:

- качество выполнения практической части работы;

- качество оформления отчета по работе;

- качество устных ответов на контрольные вопросы при защите работы.

Каждый вид работы оценивается по 5-ти бальной шкале.

«5» (отлично) – за глубокое и полное овладение содержанием учебного материала, в котором студент свободно и уверенно ориентируется; за умение практически применять теоретические знания, высказывать и обосновывать свои суждения. Оценка «5» (отлично) предполагает грамотное и логичное изложение ответа.

«4» (хорошо) – если студент полно освоил учебный материал, владеет научно-понятийным аппаратом, ориентируется в изученном материале, осознанно применяет теоретические знания на практике, грамотно излагает ответ, но содержание и форма ответа имеют отдельные неточности.

«3» (удовлетворительно) – если студент обнаруживает знание и понимание основных положений учебного материала, но излагает его неполно, непоследовательно, допускает неточности, в применении теоретических знаний при ответе на практико-ориентированные вопросы; не умеет доказательно обосновать собственные суждения.

«2» (неудовлетворительно) – если студент имеет разрозненные, бессистемные знания, допускает ошибки в определении базовых понятий, искажает их смысл; не может практически применять теоретические знания.

Лабораторная работа №1

ЗВЕЗДЫ И СОЗВЕЗДИЯ

Цель работы: знакомство с основными принципами деления небесной

сферы на созвездия и обозначения звезд в созвездиях;

усвоение названий и расположения некоторых созвездий и звезд.

Оборудование:

1. карта звездного неба

2. Астрономический календарь (постоянная часть)

3. учебный планетарий

4. калькулятор

Литература:

1. Дагаев. М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М., Астрономия.: Просвещение, 1983.

2. Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба. М.: Наука, 1979.

3. Цесевич В.М. Что и как наблюдать на небе. М.: Наука, 1973.

4. Данлоп С. Азбука звездного неба. М.: Мир, 1990.

5. Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба. М.: Наука, 1980.

При взгляде на звездное небо кажется, что звезды, Солнце, Луна и другие небесные объекты расположены на внутренней стороне гигантской, вращающейся в западном направлении сферы. В античные времена небесная сфера считалась реальностью, и хотя теперь известно, что такое представление ошибочно, оно оказалось удобным для описания звездного неба.

Находясь на земле, мы видим примерно половину небесной сферы. Площадь сферы принято измерять в квадратных градусах. Она составляет 41 253 квадратных градуса.

Невооруженным глазом на всей небесной сфере можно насчитать около 6000 звезд.

По международному соглашению в 1922 г все звездное небо было разделено на 88 созвездий.

Созвездие-это ограниченный участок звездного неба

Площадь созвездий и количество звезд в каждом из них различны. Так созвездие Гидры – самое большое по площади и имеет размеры 1303 кв. градусов, а самое маленькое - созвездие Южного Креста – 68 кв. градусов.

Каждое из 88 созвездий имеет собственное название, в которых отразилось творчество эпох и народов, причем половина созвездий получили свое название еще задолго до начала нашей эры. Эти названия имеют в основном мифологическое происхождение, в них запечатлены персонажи древнегреческих мифов и легенд.

Первые по блеску звезды каждого созвездия принято обозначать буквами греческого алфавита с добавлением названия созвездия в родительном падеже (например, a Лиры или латинское название a Lyrae). Следующие 26 звезд – буквами латинского алфавита. Начиная с 51 по блеску звезды обозначаются просто порядковыми номерами.

Наиболее яркие звезды неба или звезды, имеющие какую-либо заметную особенность, кроме обозначения имеют еще имена собственные (например, b Персея – Алголь – затменно-переменная звезда, меняющая свой блеск в течение 2 суток, в переводе означает «глаз дьявола»).

Блеском звезды называется освещенность, которую она создает на расстоянии наблюдателя на нормальной к лучам площадке. (Обозначается- Е)

В качестве численной характеристики блеска в астрономии используется звездная величина – (обозначается – m).

Эту характеристику ввел древнегреческий астроном Гиппарх (II век до нашей эры), назвав самые яркие звезды первой величины (1^m), звезды чуть слабее – второй звездной величины (2^m) и так далее. Освещенность, создаваемая звездами 1^m в 2,512 раз выше, чем та, которую создают звезды 2^m. Аналогичное соотношение между блеском звезд 2^m и 3^m. Поэтому, если блеск звезд обозначить буквой Е, то соотношение блесков 2-х звезд будет связано с их звездной величиной следующей формулой:

(1) , где m₁ и m₂ –звездные величины первой и второй звезд, или

(2) – Формула Погсона.

Из формулы видно, что разница в блеске звезд 1^mисамых слабых, доступных невооруженному глазу звезд – 6^m, составляет 100 раз.

Современные мощные телескопы позволяют увидеть звезды до 27^m – 29^m.

Звездная величина у небесных объектов может иметь дробное значение, а у ярких объектов может быть отрицательной:

Объект	m
Солнце	- 26,6
Полная Луна	- 12,6
Венера в максимуме блеска	- 4,1
Сириус	- 1,47
Вега	+ 0,03
Альдебаран	+ 0,86
Полярная звезда	+ 2,02

Самые, самые созвездия:

· Созвездие, имеющее самые большие размеры – Гидра. Его площадь 1303 кв.градуса.

· Созвездие, имеющее самые маленькие размеры – Южный Крест. Его площадь 68 кв.градуса.

· Созвездие, содержащее самое большое число звезд ярче 2m – Орион. Содержит 5 таких звезд.

· Созвездие, содержащее самое большое число звезд ярче 3m – Скорпион. Содержит 12 звезд.

· Созвездие, содержащее самое большое число звезд ярче 4m – Большая Медведица – 19 звезд.

· Созвездие, содержащее самое большое число звезд ярче 5m – Центавр. Содержит 49 звезд.

· Созвездие, содержащее самое большое число звезд ярче 6m – Центавр. Содержит 150 звезд.

· Созвездие, в которое входит самая яркая звезда небосвода Сириус – Большой Пес.

· Созвездие, которое является самым тусклым – Столовая Гора. В нем нет звезд ярче 5m .

· Созвездие, в которое входит самое большое число звезд с собственными именами – Большая Медведица; таких звезд 14 (всего имеют собственные имена 275 звезд): Дубхе (a ), Мерак (b ), Фегда (g ), Мегрец (d ), Алиот (e ), Мицар (V ), Алкаид ( или Бенетнаш) (h ), Талита (u ), Танийа Бореалис (i ), Танийа Остралис (k ), Алула Бореалис (l ), Алула Остралис (m ), Муссида (n ) и Алькор (80)

ЗАДАНИЯ:

1. Прочитать название всех 88 созвездий

2. Выписать в тетрадь названия перечисленных ниже созвездий и ярких звезд:

Русское название созвездий	Латинское название созвездий	Обозна-чение созвез-дий	Пло-щадь в кв. град.	Число звезд ярче 6^m	Обозначение ярких звезд		Имя собственное ярких звезд	m
Андромеда	Andromeda	And	721	100	a	And	Мирах	2,06
Близнецы	Gemini	Gem	514	70	a	Gem	Полукс	1,1
Близнецы	Gemini	Gem	514	70	b	Gem	Кастор	1,58
Большая Медведица	Ursa Major	UMa	1279	125	a	UMa	Дубхе	1,79
					z	UMa	Мицар	2,07
					g	UMa	Алькор	3,95
Большой Пес	Canis Major	CMa	380	80	a	CMa	Сириус	-1,46
Возничий	Auriga	Aur	657	90	a	Aur	Капелла	0,03
Волопас	Bootes	Boo	905	90	a	Boo	Арктур	-0,12
Дева	Virgo	Vir	1294	95	a	Vir	Спика	0,97
Дракон	Draco	Dra	1083	80	a	Dra	Тубан	3,46
Кассиопея	Cassiopeja	Cas	599	90	a	Cas	Шедар	2,23
Лебедь	Cygnus	Cyg	805	150	a	Cyg	Денеб	1,25
Лев	Leo(Major)	Leo	947	70	a	Leo	Регул	1,35
Лира	Lyra	Lyr	285	45	a	Lyr	Вега	0,03
Малая Медведица	Ursa Minor	UMi	256	20	a	UMi	Полярная	2,02
Малый Пес	Canis Minor	C Mi	183	20	a	C Mi	Процион	0,37
Орел	Aquila	Aql	653	70	a	Aql	Альтаир	0,76
Орион	Orion	Ori	594	120	a	Ori	Бетельгейзе	0,42
Орион	Orion	Ori	594	120	b	Ori	Ригель	1,13
Пегас	Pegasus	Peg	1136	100	a	Peg	Маркаб	2,47
Персей	Perseus	Per	615	90	b	Per	Алголь	2,13
Северная корона	Corona Borealis	CrB	179	20	a	CrB	Гемма	2,24
Телец	Taurus	Tau	797	125	a	Tau	Альдебаран	0,86
Цефей	Cepheus	Cep	588	60	a	Cep	Альдерамин	2,45

Греческий алфавит
A	a	альфа	N	n	ню
B	b	бэта	X	x	кси
G	g	гамма	O	o	омикрон
D	d	дельта	P	p	пи
E	e	эпсилон	R	r	ро
Z	z	дзета	S	s	сигма
H	h	эта	T	t	тау
Q	q	тэта	U	u	ипсилон
I	i	йота	F	j	фи
K	k	каппа	C	c	хи
L	l	лямбда	Y	y	пси
M	m	мю	W	w	омега

4. Найти указанные созвездия на карте звездного неба

5. Перерисовать в тетрадь схему взаимного расположения и поиска созвездий (рис. 1)

6. Найти во сколько раз звезда Сириус ярче:

1. Веги

2. Капеллы

3. Арктура

4. Альтаира

5. Денеба

6. Бетельгейзе

7. Спики

8. Полярной звезды

№ варианта
Объекты	a CMa
Название	Сириус
Звездная величина (m)	-1,46
Расчетная формула
Результат

7. Найти звездную величину двойной звезды, если блеск её компонентов:

1. 4^m и 5^m

2. 5^m и 6^m

3. 6^m и 8^m

4. 7^m и 9^m

5. 8^m и 8,5^m

6. 9^m и 9,5^m

7. 10^m и 10,2^m

8. 11^m и 11,2^m

№ варианта
m₁	m₂	Суммарная m

Расчетные формулы:

Контрольные вопросы:

1. Что такое созвездие?

2. Сколько созвездий на звездном небе?

3. Назвать русские и латинские имена 21(из списка) созвездия и найти их на карте звездного неба

4. Назвать имя собственное известных вам звезд и найти их на карте звездного неба

5. Что такое блеск звезды, и в каких единицах он измеряется?

6. Записать формулу Погсона.

7. Указать звездные величины Солнца, полной Луны и других объектов, приведенных в данной работе.

Ориентированиекопирование

Рис.1

Схема ориентирования по Большой Медведице

Северное полушарие

Картина звездного неба в течение суток все время меняется. Поэтому необходимо знать для практической деятельности около 40-50 звезд и уметь ориентироваться на звездном небе.

За основу при изучении северного звездного неба надо взять созвездие Большой Медведицы, которое напоминает по очертанию ковш с ручкой.

1. На продолжении линии, соединяющей звезды β и α Большой Медведицы, отложив примерно пять расстояний между этими звездами, найдем отдельно расположенную не очень яркую звезду - Полярную, или α Малой Медведицы.

2. Отложив расстояние от α до β Большой Медведицы шесть раз, найдем созвездие Льва, яркие звезды которого имеют форму серпа. В этом созвездии α - Регул, β - Денебола.

3. На продолжении дуги, образующей ручку ковша Большой Медведицы, в сторону звезды η обнаружим яркую звезду α Волопаса, имеющую собственное имя Арктур. Рядом с созвездием Волопаса расположено созвездие Северной Короны, имеющее характерную форму подковы, в середине которой находится самая яркая звезда α - Альфакка.

4. Продолжив по дуге направление 3 от η Большой Медведицы за Арктур примерно на такое же расстояние, обнаружим яркую звезду Спика, или aльфа Девы.

5. На продолжении направления 1 от β - α Большой Медведицы за Полярную встретим созвездие Пегаса, имеющее вид большого квадрата, в вершинах которого расположены яркие звезды α - Маркаб и β - Сеат.

6. От яркой звезды e Большой Медведицы (третья от конца ручки) через Полярную - созвездие Кассиопеи, которое имеет характерную форму растянутой буквы W . Его α - Шедар, β - Кафф.

7. На продолжении направления 6 за Кассиопею расположено созвездие Андромеды, звезда α которого Альферас находится в углу квадрата Пегаса, но не принадлежит ему.

8. От Полярной через ε Большой Медведицы (обратно направлению 6 ) - район созвездия Девы, которое можно обнаружить и по направлению 4.

9. По диагонали ковша Большой Медведицы δ - β , примерно в четырех-пяти расстояниях между этими звездами, расположено созвездие Близнецов, яркие звезды которого α - Кастор и β - Поллукс.

10. Продолжая направление 9 за Поллукс еще на четыре расстояния между δ и β Большой Медведицы, обнаружим созвездие Большого Пса с самой яркой звездой всего неба α - Сириус. Примерно на середине расстояния между Поллуксом и Сириусом находится созвездие Малого Пса с яркой звездой α - Процион.

11. Примерно в пяти-шести расстояниях между δ и β Большой Медведицы расположено созвездие Возничего, α которого - очень яркая звезда Капелла. Ее можно опознать также по приметному вытянутому треугольнику слабых звезд поблизости.

12. На продолжении линии Полярная - Капелла находится созвездие Орион, хорошо видимое осенью и зимой. Его яркие звезды: α - Бетельгейзе, β - Ригель, g - Беллятрикс. Это созвездие имеет форму большой трапеции, а три небольших звезды посередине называют Поясом Ориона или Три Волхва.

13. На протяжении линии g - α Ориона в четырех расстояниях между ними также можно найти уже упомянутый Процион.

14. Продолжение пояса Ориона покажет другим путем Сириус и созвездие Большого Пса.

15. На продолжении пояса Ориона в сторону, обратную Сириусу, на такое же расстояние найдем красноватую звезду α Тельца - Альдебаран.

16. На середине расстояния между Альдебараном и Кассиопеей находится созвездие Персея, его α - Мирфак. Созвездия Тельца и Персея также можно обнаружить по хорошо приметному звездному скоплению Плеяды, расположенному между ними в виде густой россыпи мелких звезд (народное название - Стожары).

17. От g через δ Большой Медведицы, в пятнадцати-шестнадцати расстояниях между ними, расположено в районе Млечного Пути созвездие Орла, α которого - Альтаир. Недалеко от этой линии, ближе к Альтаиру - яркая звезда Вега - α созвездия Лиры, а по другую сторону на Млечном Пути - созвездие Лебедя в виде летящей птицы. Звезда Денеб - α Лебедя. Альтаир, Вега и Денеб образуют так называемый Треугольник больших звезд, хорошо приметный по его расположению на Млечном Пути.

18. В направлении от η Большой Медведицы через созвездие Волопаса, мимо Северной Короны найдем созвездие Скорпиона, α которого - красноватая звезда Антарес.

По линии δ - g Большой Медведицы, через Регул, находится растянутое длинной лентой созвездие Гидры. Его единственная яркая звезда - Альфард. Можно отыскать и другие созвездия: Геркулес - между созвездиями Северной Короны и Лиры; Овна со звездой α Хамаль - вблизи Андромеды; Змея - около Северной Короны по направлению к Антаресу; Змееносец - между созвездиями Скорпиона и Орла; Дракон - в виде длинной ленты, начинающейся между Большой и Малой Медведицами и кончающейся недалеко от Веги.

Лабораторная работа № 2

ОСНОВНЫЕ ЭЛЕМЕНТЫ НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ. СИСТЕМЫ
НЕБЕСНЫХ КООРДИНАТ.

Цель работы: изучение основных элементов и суточного вращения небесной сферы на ее модели. Знакомство с системами небесных координат. Изучение условий видимости светил на различных широтах.

Оборудование: модель небесной сферы, черный глобус.

Вопросы к допуску:

1. Небесная сфера, ее основные линии и плоскости.

2. Системы небесных координат.

Основные теоретические сведения

Небесная сфера и ее основные элементы. Для определения видимого положения небесных тел и изучения их движения в астрономии вводится понятие небесной сферы.

Сфера произвольного радиуса с центром, помещенным в произвольной точке пространства, называется небесной сферой.

Вращение небесной сферы повторяет вращение небесного свода.

Прямая ZOZ' (рис. 1.), проходящая через центр О небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в месте наблюдения, называется вертикальной линией.

Вертикальная линия пересекает небесную сферу в точках Зенита Z и Надира Z.

Большой круг небесной сферы SWNE, плоскость которого перпендикулярна к вертикальной линии, называется

математическим или истинным горизонтом. Математический горизонт делит небесную сферу на две половины: видимую ивидимую для наблюдателя.

Диаметр РР', вокруг которого происходит вращение небесной сферы, называется осью мира. Ось мира пересекается с небесной сферой в северном P и южном P полюсах мира. Большой круг небесной сферы QWQ'E, плоскость которого перпендикулярна к оси мира, называется небесным экватором. Небесный экватор делит поверхность небесной сферы на два полушария — северное и южное.

Небесный экватор пересекается с математическим горизонтом в двух точках — точке востока Е и точке запада W.

Большой круг небесной сферы PZQSP'Z'Q'N, плоскость которого проходит через отвесную линию и ось мира, называется небесным меридианом. Небесный меридиан делит поверхность небесной сферы на восточное и западное полушария.

Плоскость небесного меридиана и плоскость математического горизонта пересекаются по прямой линии NOS, которая называется полуденной линией. Небесный меридиан пересекается с математическим горизонтом в двух точках — точке севера N и точке юга S.

Явление пересечения светилом небесного меридиана называется кульминацией светила. Если светило пересекает верхнюю часть меридиана - наступает верхняя кульминация, если нижнюю - нижняя кульминация.

Дуга большого круга небесной сферы ZМZ^, (рис.2), проходящая через зенит, светило М и надир, называется кругом высот или вертикалом светила M.

Круги высот, проходящие через точки востока и запада, называются первыми вертикалами — восточным и западным.

Малый круг небесной сферы (ЬМЬ') (рис.3), плоскость которого параллельна плоскости небесного экватора, называется небесной или суточной параллелью светила. Видимые суточные движения светил совершаются по суточным параллелям.

Дуга большого круга небесной сферы РМР', проходящая через полюсы мира и светило М, называется часовым кругом или кругом склонения светила.

Надпись:
Z'
Рис.2 3
Горизонтальная система координат Системы небесных координат. Положение светила на небе однозначно определяется по отношению к основным плоскостям и связанным с ними линиям и точкам небесной сферы и выражается количественно двумя величинами (центральными углами или дугами больших кругов), которые называются небесными координатами.

Горизонтальная система. Основ

ной плоскостью является плоскость математического горизонта NWSE, а отсчет ведется от зенита и от одной из точек математического горизонта. Одной координатой является зенитное расстояние z, или высота светила над горизонтом h (рис.2).

Высотой h светила М называется дуга круга высот mM от математического горизонта до светила, или центральный угол тОМ между плоскостью математического горизонта и направлением на светило М. Высоты отсчитываются в пределах от 0 до 90° к зениту и от 0 до -90° к надиру.

Зенитным расстоянием светила называется дуга вертикального круга ZM от зенита до светила.

z + h = 90 °

Положение самого вертикального круга определяется другой координатой — азимутом А. Азимутом А светила называется дуга математического горизонта Sm от точки юга S до вертикального круга, проходящего через светило. Азимуты отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, т.е. к западу от точки юга, в пределах от 0 до 360 °.

Эта система координат используется для непосредственных определений видимых положений светил с помощью угломерных инструментов.

Надпись:
Рис.3 Первая экваториальная система координат. Основной плоскостью в этой системе является плоскость небесного экватора. Начало отсчета — верхняя точка небесного экватора Q. Одной координатой является склонение. Склонением 5 называется дуга mM часового круга PMmP' от небесного экватора до светила. Отсчитываются склонения от 0 до +90° к северному полюсу и от 0 до - 90° к южному. Кроме склонения можно использовать полярное расстояние p — дугу от северного полюса мира до светила. р + 5 = 90°.

Положение часового круга определяется часовым углом t.

Часовым углом светила М называется дуга небесного экватора Qm от верхней

точки Q небесного экватора до часового S

круга PMmP', проходящего через светило.

Часовые углы отсчитываются в сторону суточного обращения небесной сферы, к западу от Q, в пределах от 0 до 360° или от 0 до 24 часов.

Эта система координат используется в практической астрономии для определе- Первая экваториальная

ния точного времени. система координат

Вторая экваториальная система координат. Основной плоскостью этой системы координат является плоскость небесного экватора. Одной координатой является склонение 5, другой - прямое восхождение а.

Прямым восхождением а светила М называется дуга небесного экватора °^ш от точки весеннего равноденствия до часового круга, проходящего через светило.

Надпись: Z'
Рис.4
Вторая экваториальная система координат Отсчитываются а в сторону противоположную суточному вращению небесной сферы, в пределах от 0 до 360° или от 0 до 24 часов.

Эта система используется для определения неизменных при суточном вращении небесной сферы координат и составления каталогов небесных объектов.

Высота полюса мира над горизонтом, высота светила в меридиане. Высота полюса мира над горизонтом всегда равна географической широте ф места наблюдения.

Если склонение светила меньше географической широты, то оно кульминирует к югу от зенита на зенитном расстоянии

z = ф - 5,

или на высоте

h = 90° - ф + 5.

Если склонение светила равно географической широте, то оно кульминирует в зените и z = 0, а h = + 90°.

Если склонение светила больше географической широты, то оно кульминирует к северу от зенита на z = 5 - ф, или на высоте:

h = 90° + ф - 5.

Условия для восхода и заката светил. Если мы внимательно понаблюдаем за суточным движением светил, то заметим, что некоторые из них восходят, проходят через небесный меридиан (кульминируют) и заходят. Другие же за горизонт не опускаются, например, созвездие Большой Медведицы на средних широтах северного полушария Земли. Древние греки даже отразили это в легенде, посвященной созвездию. Богиня Г ера сделала так, что Медведица никогда не может окунуться в океан и освежиться. В то же время часть звезд южной полусферы небосвода вообще никогда не восходят в северном полушарии. Можно определить точные условия восхода небесных объектов по приведенным ниже формулам.

Светило восходит и заходит на данной широте, если

|8| < (90° - |ф|).

Светило будет незаходящим или невосходящим, если

|5| > (90° - |ф|).

Для наблюдателя на земном экваторе все светила восходящие и заходящие. На полюсах наблюдатели могут созерцать только полусферы, соответствующие данному полюсу.

Литература:

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. М, 1981.

2. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 1983.

Для получения зачета необходимо:

1. Свободно владеть моделью небесной сферы с целью определения на ней видимых положений светил.

2. Уметь изобразить на чертеже небесной сферы точку с известными горизонтальными и экваториальными координатами.

3. Знать условия видимости светил на различных географических широтах.

Образец заданий

1. По модели небесной сферы изучить ее основные элементы и изменение их положения относительно наблюдателя в процессе суточного вращения небесной сферы.

2. Начертить мелом на черном глобусе небесный экватор, небесный меридиан, эклиптику, горизонт, северный и южный полюса мира, зенит и надир.

3. Изобразить мелом на черном глобусе:

а) горизонтальную систему небесных координат;

б) экваториальную систему небесных координат.

4. Изобразить на чертеже землю и положение небесной сферы, ее основных элементов для наблюдателя на широте ф = 30^о.

5. Изобразить на чертеже небесную сферу и положения ее основных элементов для широты ф = -15° и показать на ней точки, имеющие следующие координаты:

а) горизонтальные: А = 135°, h = 45°;

б) экваториальные: t = 2^h, 5 = -45° и a =12^h, 5 = +45°.

6. Определить высоту, зенитное расстояние и азимут точки запада.

7. Вычислить зенитное расстояние и высоту в верхней и нижней кульминации звезд Денеб и Толиман на экваторе, северном полюсе и в Минске.

8. Определить склонение 5 звезд, доступных наблюдению в Гомеле.

Задание 1

1. Изобразить на чертеже небесную сферу и положения ее основных элементов для широты ф = -15° и показать на ней точки, имеющие следующие координаты:

а) горизонтальные: А = 135°, h = 45°;

б) экваториальные: t = 2^h, 8= -45 ° и a =9^h, 8 = +75 °

Итак, элементы небесной сферы можно условно разделить на две группы: расположение одних - зависит от географической широты ф места наблюдения, других - не зависит. К первым относятся: меридиан, отвесная линия, зенит Z и надир Z', полуденная линия NS, математический горизонт (точки севера N и юга S). Эти элементы изображаем в первую очередь (рис а). Ко вторым относится в первую очередь ось мира PP', которую располагаем под углом ф к математическому горизонту. В нашем случае угол географической широты ф < 0, значит, ось мира располагаем таким образом, чтобы Северный полюс мира P оказался под математическим горизонтом. Дуга PN должна быть равна ф |. Далее наносим на чертеж небесный экватор, перпендикулярный оси мира; обозначаем точки пересечения: Q, Q', востока Е, запада W (рис. б).

Теперь найдем точки по заданным координатам. Точка М1 (А = 135°, h =

45 °; М2 ( t = 2^h, 8= -45 °) и М3 (a =9^h, 8 = +75 °). Прямое восхождение а отсчитывается от точки весеннего равноденствия °^, которая является точкой ресечения эклиптики и небесного экватора. Однако эклиптику мы не ем, поэтому в качестве точки в. р.^ можно взять любую точку экватора (Рис.

в).

Лабораторная работа №3

УСЛОВИЯ ВИДИМОСТИ СВЕТИЛ

НА РАЗЛИЧНЫХ ШИРОТАХ

Оборудование: модель небесной сферы, черный глобус.

Вопросы к допуску:

1.Условия видимости светил на разных широтах.

Основные теоретические сведения

Вращение небесной сферы повторяет вращение небесного свода.

Вертикальная линия пересекает небесную сферу в точках Зенита Z и Надира Z.

Большой круг небесной сферы SWNE, плоскость которого перпендикулярна к вертикальной линии, называется

Горизонтальная система. Основной плоскостью является плоскость математического горизонта NWSE, а отсчет ведется от зенита и от одной из точек математического горизонта. Одной координатой является зенитное расстояние z, или высота светила над горизонтом h (рис.2).

Зенитным расстоянием светила называется дуга вертикального круга ZM от зенита до светила.

z + h = 90 °

Положение часового круга определяется часовым углом t.

Часовым углом светила М называется дуга небесного экватора Qm от верхней

точки Q небесного экватора до часового S

круга PMmP', проходящего через светило.

Эта система координат используется в практической астрономии для определе- Первая экваториальная

ния точного времени. система координат

z = ф - 5,

или на высоте

h = 90° - ф + 5.

Если склонение светила равно географической широте, то оно кульминирует в зените и z = 0, а h = + 90°.

h = 90° + ф - 5.

Светило восходит и заходит на данной широте, если

|8| < (90° - |ф|).

Светило будет незаходящим или невосходящим, если

|5| > (90° - |ф|).

Литература:

3. Астрономический календарь. Постоянная часть. М, 1981.

4. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 1983.

Для получения зачета необходимо:

4. Свободно владеть моделью небесной сферы с целью определения на ней видимых положений светил.

5. Уметь изобразить на чертеже небесной сферы точку с известными горизонтальными и экваториальными координатами.

6. Знать условия видимости светил на различных географических широтах.

Образец заданий

9. По модели небесной сферы изучить ее основные элементы и изменение их положения относительно наблюдателя в процессе суточного вращения небесной сферы.

10. Начертить мелом на черном глобусе небесный экватор, небесный меридиан, эклиптику, горизонт, северный и южный полюса мира, зенит и надир.

11. Изобразить мелом на черном глобусе:

а) горизонтальную систему небесных координат;

б) экваториальную систему небесных координат.

12. Изобразить на чертеже землю и положение небесной сферы, ее основных элементов для наблюдателя на широте ф = 30^о.

13. Изобразить на чертеже небесную сферу и положения ее основных элементов для широты ф = -15° и показать на ней точки, имеющие следующие координаты:

а) горизонтальные: А = 135°, h = 45°;

б) экваториальные: t = 2^h, 5 = -45° и a =12^h, 5 = +45°.

14. Определить высоту, зенитное расстояние и азимут точки запада.

15. Вычислить зенитное расстояние и высоту в верхней и нижней кульминации звезд Денеб и Толиман на экваторе, северном полюсе и в Минске.

16. Определить склонение 5 звезд, доступных наблюдению в Гомеле.

Задание 1

Определить на чертеже небесной сферы примерные положения звезды Денеб в верхней и нижней кульминациях и вычислить зенитное расстояние и высоту в данных положениях для географической широты 60 °

Сначала необходимо сделать чертеж небесной сферы (и основных ее элементов) для указанной широты. Известно, что звезда находится в кульминации,

а значит - на небесном меридиане,

если в верхней кульминации, то - над осью мира, в нижней - под осью мира.

Точное положение звезды на меридиане указывает ее склонение (5 « 45°), которое отсчитывается от небесного экватора ( в верхней кульминации - от точки Q, в нижней кульминации - от Q').

В данном случае (рис. г) зенитное расстояние звезды Денеб в верхней кульминации 2_в - это угол ZOD^ величина которого равна разности величин углов ZOQ и QODu. Угол QODu - это склонение 5, а угол ZOQ - широта ф.

В нижней кульминации зенитное расстояние звезды Денеб z_H - это угол ZOD_h, величину которого можно найти, если от величины угла ZOZ' (180°) отнять величины угла Z'OQ' (который является вертикальным с ZOQ и равен ф) и угла Q'ODh (который равен 5). Т. е., z_H = 180° - ф - 5 = 75°. Тогда высота звезды Денеб в нижней кульминации (угол NOD_h) h_H = 90°Zh=15°.

Лабораторная работа № 4

ЗВЕЗДНЫЕ АТЛАСЫ, ПОДВИЖНАЯ КАРТА ЗВЕЗДНОГО
НЕБА, АСТРОНОМИЧЕСКИЕ КАЛЕНДАРИ И

СПРАВОЧНИКИ

Цель работы: ознакомление с содержанием звездных атласов и их использованием при изучении звездного неба. Использование подвижной карты при изучении звездного неба. Ознакомление с содержанием и использованием астрономических календарей и справочников.

Оборудование: тлас звездного неба А. А. Михайлова, Астрономический календарь (постоянная и переменная части), подвижная карта звездного неба, школьный астрономический календарь. Электронные справочники и базы данных.

Вопросы к допуску:

1. Понятие созвездия.

2. Устройство и назначение подвижной карты звездного неба.

3. Астрономические календари.

Основные теоретические сведения

Звездные атласы служат пособием при изучении звездного неба и при выполнении научно-исследовательских работ по астрономии. На каждой карте атласа изображен определенный участок звездного неба, спроектированный на плоскость. Атлас звездного неба А. А. Михайлова состоит из 20 карт и содержит все звезды обоих полушарий до 6,5 звездной величины. Координаты звезд даны для эпохи 1950 года. К атласу прилагается общий каталог звезд, который содержит не только координаты звезд, но также их видимую звездную величину и тип спектра.

Видимый блеск звезд различен и выражается в условных единицах, называемых звездными величинами (m). Наиболее яркие звезды считаются звездами нулевой видимой звездной величины (0^m). Звезды, блеск которых приблизительно в 2,5 раза слабее блеска звезд 0^m, считаются звездами первой видимой величины (1^m). На пределе видимости невооруженным глазом находятся звезды 6-й видимой звездной величины (6^m), которые слабее звезд 1-й видимой звездной величины в 100 раз.

Поправка на прецессию. Вследствие возмущающего действия, оказываемого на вращение Земли Луной и Солнцем, ось вращения Земли совершает в пространстве очень сложное движение. Она медленно описывает конус, оставаясь все время наклоненной к плоскости движения Земли под углом около 66°,5. Это движение называется прецессионным, период его около 26 000 лет. Оно определяет среднее направление оси в пространстве в различные эпохи.

Вследствие изменения положения земной оси в пространстве из-за явления прецессии меняет свое положение ось мира и небесный экватор. Сетка экваториальных координат, связанная с небесным экватором, медленно поворачивается в пространстве, изменяются экваториальные координаты звезд.

Чтобы определить координаты звезд в произвольный год, нужно к координатам звезды, данным в каталоге на 1950 г., прибавить изменение координат вследствие прецессии за столько лет, сколько прошло с 1950 г. до данного года. Для этой цели служит таблица прецессии за 100 лет, имеющаяся в звездном каталоге. Поправка по прямому восхождению на 100 лет Ла₁₀₀ находится по значению а₁₉₅₀ и S₁₉₅₀; S₁₉₅₀ определяет нужную строку, а₁₉₅₀ нужный столбец. Поправка на данный год находится из соотношения:

Ла_п = Лаю0 n/100,

где п — количество лет, прошедшее с 1950 года. Поправка по склонению на 100 лет находится по значению a_i₉₅₀. Дальнейшие операции аналогичны предыдущим.

Подвижная звездная карта служит пособием для общей ориентировки на небе. Пользуясь ею, можно решить целый ряд задач и, в частности, определить расположение созвездий относительно истинного горизонта. На карте изображены: сетка небесных экваториальных координат и основные созвездия, состоящие из сравнительно ярких звезд. Карта составлена в проекции, в которой небесные параллели изображаются концентрическими окружностями, а круги склонения — лучами, выходящими из северного полюса мира, расположенного в центре карты. Рядом с ним находится звезда а Малой Медведицы, называемая Полярной звездой.

Круги склонения проведены через 15 ° (1^h) и оцифрованы в часах по одной из небесных параллелей вблизи внутреннего обреза карты. Небесный экватор и три небесных параллели в 30 ° оцифрованы в точках их пересечения с начальным кругом склонения (а = 0 ^h) и с диаметрально противоположным ему кругом склонения (а = 12^h). Оцифровка кругов склонения и небесных параллелей позволяет грубо оценивать значения экваториальных координат небесных светил. Эксцентрический овал, пересекающийся с небесным экватором в двух диаметрально противоположных точках, изображает эклиптику.

Область карты, заключенная внутри небесного экватора, представляет северную небесную полусферу. По наружному обрезу карты, называемому лимбом дат, нанесены календарные числа и названия месяцев года. Накладной круг, прилагаемый к карте, позволяет установить вид звездного неба для любого времени суток произвольного дня года. Для этого внешний обрез круга, называемый часовым лимбом, разделен на 24 часа, по числу часов в сутках.

Часовой лимб оцифрован в системе среднего времени. В накладном круге имеется вырез, положение которого определяется географической широтой места наблюдения. Контур овального выреза изображает истинный, или математический горизонт, на котором нанесены названия четырех его главных точек — точек юга, запада, севера и востока. Прямая, соединяющая точки севера и юга, изображает небесный меридиан. Положение зенита определяется точкой пересечения этой прямой с небесной параллелью, склонение которой равно широте места наблюдения.

Подвижная карта звездного неба позволяет приближенно решать ряд задач практической астрономии. Например, чтобы определить вид звездного неба в некоторый момент времени заданного дня года, нужно наложить накладной круг концентрично на звездную карту, чтобы штрих часового лимба, указывающий данный момент времени, совпал со штрихом заданной даты, а небесный меридиан всегда проходил через северный полюс мира. Тогда внутри овального выреза окажутся те звезды, которые в заданный момент времени видны над горизонтом.

Светила, которые окажутся на прямой, соединяющей точки севера и юга, проходят в данный момент через меридиан, т.е. кульминируют. В верхней кульминации будут те светила, которые располагаются на этой прямой между северным полюсом мира и точкой юга. Те светила, которые располагаются на небесном меридиане между северным полюсом мира и точкой севера, находятся в данный момент в нижней кульминации.

С помощью подвижной карты звездного неба можно получить положение Солнца на любой день года. Для этого необходимо соединить прямой полюс мира со штрихом, отмечающим заданную дату месяца. Точка пересечения этой прямой с эклиптикой и будет местом нахождения на небе Солнца в данный день года.

Астрономические календари содержат сведения, необходимые для астрономических наблюдений, их обработки и решения многих других задач. По содержанию астрономические календари делятся на две группы. Первая содержит краткое изложение теоретических основ различных разделов астрономии, справочные таблицы и сведения постоянного характера. К этой группе принадлежит “Астрономический календарь (постоянная часть) ВАГО”. Справочные сведения постоянного характера содержатся в “Справочнике любителя астрономии” П.Г. Куликовского, в различных каталогах и справочных таблицах. В последнее время появилось много электронных справочников, таблиц и баз данных.

К другой группе астрономических календарей относятся астрономические ежегодники, содержащие сведения об астрономических явлениях текущего года: “Астрономический календарь-ежегодник (переменная часть) ВАГО”, “Астрономический ежегодник”, “Авиационный астрономический ежегодник” и др. Существует много астрономических программ для ЭВМ, позволяющих находить различную информацию о небесных явлениях в нужный момент времени.

Литература:

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. М, 1981.

2. Астрономический календарь ежегодник. Переменная часть. М

3. .3.Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 1983.

4. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. М., 1971.

Для получения зачета необходимо:

1. Уметь пользоваться звездным атласом.

2. Свободно владеть подвижной звездной картой при решении различных задач.

3. Уметь пользоваться астрономическими календарями и справочниками для нахождения необходимых сведений.

Образец заданий

1. По картам звездного атласа определить экваториальные координаты и видимую звездную величину двух наиболее ярких звезд в созвездии Кассиопеи.

2. Выписать названия ярких созвездий, по которым проходит Млечный Путь.

3. Найти на звездной карте созвездие Малого Пса.

По карте определить координаты а и 8 звезды Процион (а Малого Пса).

Найти эту звезду в общем каталоге звезд, определить точные координаты а и 8, звездную величину (mag) и тип спектра (sp).

4. Взять из общего каталога координаты звезды Дубхе и определить ее координаты на 2004 год, пользуясь таблицей прецессии за 100 лет.

5. Установить подвижную звездную карту на день и час занятий для Минска и указать, какие созвездия будут в верхней и нижней кульминации.

6. В день 15 июля найти момент восхода, верхней кульминации и захода звезды Сириус (а Большого Пса).

7. Определить день года, в который в 20^h30^m в верхней кульминации находится звезда Альдебаран.

8. По таблицам в “Астрономическом календаре” (постоянной части) найти названия и видимую звездную величину звезд, положения которых определяются экваториальными координатами:

1. а = 46 °38'1,”5 2. а = 151 °45'37,”5

8 = + 40 °51'38” 8 = +12 °05'24”

9. Из эфемерид Солнца и Луны найти моменты времени восхода и захода этих светил в пункте X = 0^h, ф = 56 °, азимуты точек их восхода и захода, найти моменты их верхней кульминации на текущий день.

10. Из эфемерид Луны выписать даты и моменты времени четырех основных ее фаз в текущем месяце.

11. Найти положение и моменты времени восхода и захода планеты Юпитер в данный день.

Задание 1

4. Взять из общего каталога звезд атласа координаты (аи 5) звезды Дубхе и определить ее координаты на 2004 год, используя таблицу прецессии за 100 лет.

Итак, прежде всего необходимо найти примерные координаты данной звезды по звездной карте атласа для того, чтобы определить, в какой части общего каталога звезд искать заданную звезду.

Но сначала определим, какому созвездию принадлежит звезда Дубхе. Ответ находится в таблице «Собственные имена звезд» атласа звездного неба А. А. Михайлова: а UMa. Сокращенное латинское название созвездия (Uma), найденное в данной таблице, можно расшифровать с помощью следующей таблицы «Названия созвездий»: Uma - Большая Медведица. Здесь же находим номера карт атласа, на которых частично изображена Большая Медведица. На 4-й карте находим а Uma. По верхней и нижней дуговым шкалам определяем прямое восхождение (а » 11^h), а по левой и правой - склонение (5 » 62°). В общем каталоге звезд (в этом же атласе) по прямому восхождению находим а Uma и уточняем коордитнаты (а₁₉₅₀ = 11^h 0.7^м; 5₁₉₅₀ = 62°Г). Данные координаты в общем каталоге звезд соответствуют равноденствию 1950 года. Поэтому, для уточнения их на заданный год необходимо найти разницу в годах между заданным и 1950-ым: At = 2004 - 1950 = 54 года и воспользоваться таблицей прецессии за 100 лет (в конце атласа). Данная таблица состоит из двух частей: “по прямому восхождению”, где содержатся приращения координат Аа₁₀₀, и “по склонению”, где - приращения координат A5₁₀₀ за 100 лет. В таблице “по прямому восхождению” по координатам (а₁₉₅₀ = 11^h 0.7^м; 5₁₉₅₀ = 62°Г) находим соответствующее приращение: Аа₁₀₀ = 6.2^m (4-й столбец, 8-я строка). В таблице “по склонению” по координате а₁₉₅₀ находим соответствующее приращение: A5₁₀₀ = -32' ( 4-я строка снизу). Но нам необходимо приращение координат не за 100 лет, а за At = 54 года, т.е. Аа₅₄ и A5₄, значения которых находим по формулам:

Аа_п = (Аа₁₀₀ / 100) х n и A5_n = (A5₁₀₀ / 100) х n.

Таким образом, Аа₅₄ = 3.35^m и A5₅₄ = -17.3', а координаты на заданный год а₂₀₀₄ = а₁₉₅₀ + Аа54 = 11^h 0.7^m + 3.35 11^h 3.42^m ; а 5rn = 62°1' - 17.3' = 61 °43.7'

Лабораторная работа № 5

ИЗУЧЕНИЕ СИСТЕМ СЧЕТА ВРЕМЕНИ

Цель работы: изучение различных систем счета времени. Оборудование: модель небесной сферы, астрономический календарь (постоянная и переменная части), подвижная звездная карта.

Вопросы к допуску:

1. Понятие звездного времени.

2. Среднее и истинное солнечное время.

3. Уравнение времени.

4. Связь местного времени с географической долготой.

Основные теоретические сведения

Измерение времени основано на наблюдениях суточного вращения небесного свода и годичного движения Солнца, т.е. на вращении Земли вокруг оси и на обращении Земли вокруг Солнца.

Вращение Земли вокруг оси происходит почти равномерно, с периодом, равным периоду вращения небесного свода. Поэтому по углу поворота Земли от некоторого начального положения можно судить о протекшем времени. За начальное положение Земли принимается момент прохождения плоскости земного меридиана места наблюдения через избранную точку на небе, или, что одно и то же, момент верхней кульминации этой точки на данном меридиане.

Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит от избранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются:

— точка весеннего равноденствия (звездное время),

— центр видимого диска Солнца (истинное Солнце, истинное солнечное время),

— среднее Солнце — фиктивная точка, положение которой на небе может быть вычислено теоретически для любого момента времени (среднее солнечное время).

Для измерения длинных промежутков времени служит тропический год, основанный на движении Земли вокруг Солнца.

Тропический год — промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра истинного Солнца через точку весеннего равноденствия. Содержит 365,2422 средних солнечных суток.

Из-за медленного движения точки весеннего равноденствия навстречу Солнцу, вызванного прецессией, относительно звезд Солнце оказывается в той же точке неба через промежуток времени на 20 мин. 24 с. больший, чем тропический год. Он называется звездным годом и содержит 365,2564 средних солнечных суток.

Звездное время. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звездными сутками.

За начало звездных суток на данном меридиане принимают момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия.

Время, протекшее от верхней кульминации точки до любого другого ее положения, выраженное в долях звездных суток, называется звездным временем S .

Угол, на который Земля повернется от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до какого-нибудь другого момента, равен часовому углу точки Г в этот момент.

S = t^.

Практически для установления начала звездных суток или звездного времени в какой-то момент надо измерить часовой угол t какого-либо светила М, прямое восхождение которого известно. Тогда звездное время:

S = а + t,

где t = (Qm, а = ^^ш, а t^ = (QT = S .

Звездное время в любой момент равно прямому восхождению какого- либо светила плюс его часовой угол. В момент верхней кульминации светила его часовой угол t = 0, тогда S = а.

Звездное время для наблюдателей, находящихся на разных меридианах, будет разным. Разность звездного времени в двух пунктах земной поверхности в один и тот же физический момент равна разности географических долгот этих пунктов.

S2 - Si = X - Xi.

Истинное солнечное время. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца (центра солнечного диска) на одном и том же географическом меридиане называется истинными солнечными сутками. За начало истинных солнечных суток на данном меридиане принимают момент нижней кульминации Солнца (истинная полночь).

Время, протекшее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток называется истинным солнечным временем Т_с.

Истинное солнечное время Тс на данном меридиане в любой момент:

Тс = 1с + 12^h,

где 1_с - часовой угол Солнца.

Истинные солнечные сутки имеют различную продолжительность, так как:

1. Солнце движется не по небесному экватору, а по эклиптике, наклоненной к экватору под углом 23°26\

2. Движение Солнца по эклиптике неравномерно.

Среднее солнечное время. Чтобы получить сутки постоянной продолжительности и в то же время связанные с движением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных точек — среднего эклиптического и среднего экваториального Солнца.

Среднее эклиптическое Солнце равномерно движется по эклиптике со средней скоростью Солнца.

Среднее экваториальное Солнце равномерно движется по экватору с постоянной скоростью среднего эклиптического Солнца и одновременно с ним проходит точку весеннего равноденствия.

Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же географическом меридиане называется средними солнечными сутками.

Продолжительность средних солнечных суток равна среднему значению продолжительности истинных солнечных суток за год.

За начало средних солнечных суток на данном меридиане принимают момент нижней кульминации среднего экваториального Солнца (средняя полночь).

Время, протекшее от нижней кульминации среднего экваториального Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях средних солнечных суток, называется средним солнечным временем Т_т.

Среднее солнечное время Т_т на данном меридиане в любой момент:

Тт = tm + 12',

где t_m - часовой угол Солнца.

Разность между средним и истинным солнечным временем в один и тот же момент называется уравнением времени ц.

Л — Tm ^- Tc ^_^tm ^-^tc ^_^ac ^-^am,

где t - часовой угол, а а — прямое восхождение.

Отсюда следует

Tm — Tc + П — tc +12^h + n.

Уравнение времени обращается в нуль около 15 апреля, 14 июля, 1 сентября и 24 декабря, и четыре раза в году принимает экстремальные значения, из них наиболее значительные около 11 февраля (n = +14^m) и 2 ноября (n = -16^m).

Уравнение времени публикуется в астрономических календарях - ежегодниках ВАГО для каждой средней полуночи на меридиане Гринвича. Если в календаре дан момент верхней кульминации центра истинного Солнца, то имея в виду, что этот момент дан по среднему времени, и что в данный момент истинное солнечное время равно 12^h, получим уравнение:

П = Tm - 12^h.

Всемирное время. Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называется всемирным, или мировым временем Т₀.

Местное среднее солнечное время любого пункта на Земле определяется:

T_m = То + У

где X - долгота данного пункта, выраженная в часовой мере (h).

Поясное время. Местных систем счета времени бесчисленное множество, как и меридианов.

В 1884 году была предложена поясная система счета среднего времени. Счет времени ведется только на 24 основных географических меридианах, расположенных друг от друга по долготе точно через 15°, приблизительно посередине каждого часового пояса. За основной меридиан нулевого пояса принят Гринвичский.

Местное среднее солнечное время основного меридиана какого-либо часового пояса называется поясным временем T_n. Связь поясного времени с местным и всемирным выражается следующим образом:

Тт - T„ = X^h - n^h,

^Tn = То + n^h

где n - число целых часов, равное номеру часового пояса (долгота основного меридиана часового пояса).

Декретное время. В целях более рационального распределения электроэнергии, идущей на освещение предприятий и жилых домов, в летнее время вводят летнее время. В СССР 16.07.1930г. декретом правительства стрелки часов перевели на 1 час вперед против поясного времени.

Литература:

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. М., 1981

2. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 19833.

3. Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. М., 1971

Для получения зачета необходимо:

1. Уметь свободно ориентироваться в разных системах счета времени.

2. С помощью подвижной звездной карты уметь определить звездное время, зная в этот момент среднее местное время, а также уметь решать и обратную задачу.

3. Представить преподавателю оформленные вычисления, требуемые в задании.

Образец заданий

1. На модели небесной сферы показать взаимосвязь прямого восхождения и часового угла светила со звездным временем.

2. Найти звездное время в момент захода точки весеннего равноденствия.

3. Определить звездное время в Екатеринбурге и Минске, если в Бишкеке звездное время равно 2^h40^m25^s.

4. Для того же момента времени в тех же городах вычислить часовые углы звезд Альдебаран и Спика, выразив их в угловой мере и в единицах времени.

5. По подвижной карте звездного неба определить приближенное значение звездного времени в среднюю полночь и средний полдень 25 февраля, 25 мая, 25 августа и 25 ноября.

6. По подвижной карте звездного неба определить для тех же дней приближенное значение среднего времени в момент 18^h звездного времени.

7. Определить, с точностью до 1 минуты, момент верхней кульминации Солнца по звездному, истинному солнечному, среднему местному, поясному, декретному времени в Берлине 2 ноября. ( X = 13°25').

8. В момент кульминации звезды Ригель (а = 5^h13^m) часы, идущие точно по звездному гринвичскому времени, показывают 15^h9^m; определить долготу данного места.

Примеры выполнения некоторых заданий

1. Определить, с точностью до 1 минуты, момент верхней кульминации Солнца по звездному, истинному солнечному, среднему местному, поясному времени в Берлине 2 ноября. ( X= 13 °25').

В данном случае удобнее начать с истинного солнечного времени Т_с. т. к. Солнце в верхней кульминации, то по истинному солнечному времени будет полдень, т.е. Т_с = 12^h. Среднее солнечное время отличается от истинного солнечного на поправку «уравнение времени» (п = Т_т - Т_с), которая содержится в эфемеридах Солнца в астрономическом календаре-ежегоднике: щ₂) = -16^m . Поэтому Т_т = Т_с + r = 12^h 00^m - 16^m = 11^h 44^m. Поясное время Т_п связано с местным средним солнечным Т_m соотношением: Т_m - Т_п = X - п, где X — географическая долгота пункта, выраженная в часовой мере, а n^h - номер часового пояса в часах. Откуда Т_п = Т_m - X + n^h . Но прежде необходимо перевести в часовую меру Л, воспользовавшись таблицей перевода (АК, постоянная часть) или соотношениями: 1^h = 15°, l^m = 15' l^m = 15 ". Итак, Л = 0^h 53^m 40^s . А поясное время Т_п = 11^h 44^m - 0^h 53^m 40^s + 1^h = 11^h 50^m 20^s. Звездное время S = а_с + t_c, где а_с - прямое восхождение Солнца, содержится в эфемеридах Солнца в астрономическом календаре-ежегоднике: а_с = 14^h 30^m. А часовой угол Солнца в верхней кульминации t_c = 0^h . Поэтому звездное время S = а_с = 14^h 30^m.

2. В момент верхней кульминации звезды Ригель (а = 5^h13^m) в некотором географическом пункте часы, идущие точно по звездному гринвичскому времени, показывают 15^h9^m. Определить долготу данного пункта.

Звездное время на данном меридиане можно найти по координатам звезды: S= а + t. Звезда Ригель находится в верхней кульминации, значит ее часовой угол t = 0. Следовательно, в данном пункте S₁ = а_с = 5^h13^m. А по звездному гринвичскому времени в этот момент S₀ = 15^h9^m. Но известно, что S₀ - S₁ = Л - Л₁, поэтому Л₁ = Ло - S₀ + S₁ . Для Гринвича Ло = 0. Следовательно, Л₁ = 0 - 15^h9^m + 5^h13^m = - 9^h56^m. (Минус показывает, что отсчет долготы происходит к западу от гринвичского меридиана). Долготу можно записать и положительной, но для этого нужно добавить 24^h. То есть, 24^h - 9^h56^m = 14^h4^m и отсчет долготы происходит к западу от гринвичского меридиана.

Лабораторная работа № 6

СУТОЧНОЕ ДВИЖЕНИЕ СВЕТИЛ И КУЛЬМИНАЦИИ

Цель работы: Изучение суточного движения светил, кульминаций и условий их видимости в различных пунктах земной поверхности.

Оборудование:

1.карта звездного неба

2.Астрономический календарь (постоянная часть)

3.учебный планетарий

4.калькулятор

5.географический глобус

6.таблица координат городов

Литература:

6. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М.: Наука, 1983, с.24-37.

7. Дагаев М.М. Лабораторный практикум по курсу общей астрономии. М.: Высшая школа, 1972, с 34-39

8. Дагаев. М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М., Астрономия.: Просвещение, 1983.

9. Курышев В.И. Практикум по астрономии. М.: Просвещение, 1986, с 17-21.

Рис%201а

Видимое движение небесных светил происходит вокруг прямой, параллельной оси вращения Земли (рис 1) – оси мира, которая происходит через центр небесной сферы и пересекает её в точках северного и южного полюса мира.

polstar_b Направление на северный полюс мира можно найти по Полярной звезде - a Малой Медведицы, отстоящей от него всего на 50^//.

В каждом месте земной поверхности высота полюса мира над горизонтом h_P равна географической широте j. (рис 2) [Теорема о высоте полюса мира над горизонтом см работу №2]. Каждое светило описывает за сутки суточную параллель – малый круг, параллельный небесному экватору, составляющий с плоскостью горизонта угол (90⁰ - j).

С помощью модели небесной сферы можно наглядно убедиться в том, что при суточном движении, изменение горизонтальных координат светил – высоты h и азимутов А, а следовательно, их видимость зависит от склонения светил d и от географической широты j. В зависимости от значения d одни светила в данном месте с широтой j являются незаходящими, другие - невосходящими, а третьи – восходящими и заходящими, причем продолжительность их пребывания над горизонтом на протяжении суток, а также положение точек восхода и захода определяется соотношением между d и j. С изменением широты изменяется угол наклона суточных параллелей к горизонту в пределах от 0⁰ до 90⁰.

Для наблюдателя, находящегося:

на средних географических широтах Земли, (рис 3)

- будут существовать как восходящие, и заходящие светила, так и те которые никогда не опускаются под горизонт.

Для незаходящих звезд в северном полушарии выполняется соотношение:

$\displaystyle \delta \gt 90^\circ-\varphi.$

Для невосходящих звезд в северном полушарии выполняется соотношение $\delta \lt -(90^\circ-\varphi)$ .

$\displaystyle -(90^\circ-\varphi)\lt \delta \lt 90^\circ-\varphi,$ Таким образом, если склонение звезды $\delta$ удовлетворяет условию

то звезда периодически восходит и заходит

на полюсе Земли j = 90⁰, (рис 4)

1. плоскость небесного экватора НН^/ будет совпадать с плоскостью горизонта NWSE

2. северный полюс мира Р с зенитом Z, а южный Р^/с надиром

При суточном движении все светила для такого наблюдателя будут являться незаходящими, описывать круги равных высот, параллельно горизонту – альмукантараты, а светила южного полушария для него будут невосходящими.

на экваторе j = 0⁰, (рис 5)

1. северный полюс мира Р будет совпадать с точкой севера N , а южный полюс мира Р^/ – с точкой юга S

2. плоскость небесного экватора НН^/ - с первым вертикалом ZWZ^/E

Все светила будут восходящими и заходящими

Условия видимости светил могут быть рассмотрены с помощью проекции небесной сферы на плоскость небесного меридиана (рис6):

PZQSP^/ - южная часть небесного меридиана,

PNQ^/Z^/P^/ - северная часть небесного меридиана,

NS – истинный горизонт,

QQ^/ - небесный экватор,

Z – зенит, склонение которого δ_z=φ.

Светило, двигаясь по суточной параллели, дважды в сутки пересекает небесный меридиан: один раз его южную часть, а второй – северную.

1. Прохождение светила через южную часть меридиана называют его верхней кульминацией, при этом высота светила над горизонтом максимальна.

2. Прохождение светила через северную часть меридиана называют его нижней кульминацией, высота светила при этом минимальна.

Светила М₁, М₂, М₃, находящиеся в верхней кульминации, имеют разные склонения, при этом:

Если	М	Верхняя кульминация	z (зенитное расстояние)	h
δ < φ	М₁	К югу от зенита	z = φ - δ	h_В=90⁰- φ + δ
δ = φ	М₂	В зените	z = 0⁰	h_В=90⁰
δ > φ	М₃	К северу от зенита	z = δ - φ	h_В=90⁰+ φ - δ
		Нижняя кульминация
δ < φ	М^/₁	К северу от зенита	z = 180⁰ - φ -δ	h_Н = δ-(90⁰-φ)
δ = φ	М^/₂	К северу от зенита	z = 180⁰ - φ -δ	h_Н = δ-(90⁰-φ)
δ > φ	М^/₃	К северу от зенита	z = 180⁰ - φ -δ	h_Н = δ-(90⁰-φ)

*Измерив в момент верхней кульминации зенитное расстояние z и выбрав из каталога δ светила, можно определить широту места наблюдения φ

Выражение h_Н = δ-(90⁰-φ) позволяет сразу определить, заходит ли светило в данной местности или же является незаходящим:

Если	h	Светило
δ < +(90⁰ – φ)	h_Н< 0	заходящее	М^/₁, М^/₂
δ > +(90⁰ – φ)	h_Н≥ 0	незаходящее	М^/₃

В силу симметрии небесной сферы светила со склонением δ ≤ -(90⁰ – φ) вообще не восходят в данной местности и поэтому никогда не видны, что следует также из формулы h_В=90⁰+ φ – δ при h_В≤ 0⁰.

Правило симметрии небесной сферы:

Круг невосходящих светил равен кругу незаходящих светил

Таким образом светила со склонением:

Условие на δ и φ	Видимость
-(90⁰ – φ) <δ < +(90⁰ – φ) –	Восходят и заходят
δ ≤ -(90⁰ – φ)	Не восходят над горизонтом
δ > +(90⁰ – φ)	Не заходят под горизонт

Положение точек восхода и захода на истинном горизонте

· Зависит от склонения δ светила

Условие на склонение светила	Положение точек восхода и захода	Продолжительность пребывания светила над горизонтом
δ =0⁰	Восходит в точке востока (E) и заходит в точке запада (W)	Полсуток находится над горизонтом и полсуток под ним
δ > 0⁰	Смещены в сторону точки севера (N)	Большую часть суток находится над горизонтом
δ < 0⁰	Смещены в сторону точки юга (S)	Большую часть суток находится под горизонтом

Из-за преломления световых лучей в земной атмосфере, называемого атмосферной рефракцией, наблюдаемое зенитное расстояние светила z^/ несколько меньше его истинного зенитного расстояния z, а видимая высота h^/ несколько больше истинной высоты h.

Разность

ρ = z – z^/ = h^/ – h

называется рефракцией.

При z<70⁰ рефракция мала, меньше 3^/, она убывает с увеличением высоты и в зените ρ=0, она зависит от температуры воздуха и атмосферного давления.

1. Истинная рефракция

· При произвольных атмосферных условиях рефракция называется истинной

2. Средняя рефракция

· При t=+10⁰С и ρ = 760 мм. ртутного столба рефракция называется средней.

При Z < 70⁰ средняя рефракция может быть определена по формуле ρ=58^//,2tg z^/, при Z > 70⁰ эта формула непригодна, т.е. дает погрешность, резко возрастающую с приближением к горизонту, при Z=90⁰ получается значение ρ = ∞, в то время как в действительности средняя рефракция на горизонте ρ = 35^/. Истинная рефракция, даже при самых неблагоприятных атмосферных условиях в полярных районах не превышает 2⁰. На основе наблюдений составлены таблицы рефракции для разных зенитных расстояний при различных атмосферных условиях. Этими таблицами пользуются при обработке астрономических наблюдений, они приведены в постоянной части астрономического календаря.

Задание

Пользуясь моделью небесной сферы, рассмотреть особенности видимых движений звезд для наблюдателей, находящихся на географических полюсах земли, в средних широтах и на экваторе, проследить за изменением горизонтальных координат светил.

Место наблюдения	φ	h_Р	Относительная продолжительность видимости светил
Северный полюс Земли
Южный полюс Земли
Экватор
Средние широты

1. С помощью подвижной карты звездного неба оценить относительную продолжительность видимости наиболее ярких звезд на день занятий.

№№ п/п	Дата	Звезда	Относительная продолжительность видимости
№№ п/п	Дата	Звезда	Т _восх	Т_зах	ΔТ, ч
1
2
3
4

2. По подвижной карте звездного неба определить звезды, находящиеся в верхней кульминации

№№ п/п	Дата и время выполнения работы	Название звезд
1
2
3
4

3. Вычислить зенитное расстояние и высоту звезд в верхней и нижней кульминации для наблюдателей, находящихся на земном экваторе, северном полюсе и в городах, расчеты выполнить с учетом рефракции, используя таблицы для средней рефракции и поправки рефракции, используя таблицы для средней рефракции и поправки на температуры и давление, приведенные в постоянной части календаря.

Место наблюдения	Широта φ	Рефракция ρ	Звезда:______________ δ =				Звезда:______________ δ =
Место наблюдения	Широта φ	Рефракция ρ	z_В	h_В	z_Н	h_Н	z_В	h_В	z_Н	h_Н
Северный полюс	90⁰
Экватор	0⁰

№№ вариант	Звезды	Пункты наблюдения
1	Капелла, Спика	Санкт-Петербург, Биробиджан
2	Ригель, Мирфак	Нижний Новгород, Енисейск
3	Мицар, Бетельгейзе	Мурманск, Смоленск
4	Алголь, Сириус	Москва, Тюмень
5	Вега, Процион	Архангельск, Владивосток
6	Денеб, Регул	Екатеринодар, Владикавказ

4. Определить пояс географических широт, в которых указанные звезды являются незаходящими и невосходящими.

Условие незаходимости светил:
Условие невосходимости светил
Условие прохождения светил через зенит

Звезда	δ	Не заходит в пределах φ	Не восходит в пределах φ	Кульминирует в зените на широте φ

5. Определить границы склонений звезд, доступных наблюдению в указанных городах

Пункт наблюдения	φ	90⁰- φ	Пределы склонения
			от δ	до δ

6. Определить географические широты мест наблюдения, в которых эти звезды кульминируют в зените

Звезды	Географическая широта

Лабораторная работа № 7

ВИДИМОЕ ГОДОВОЕ ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА И ЕГО

Цель работы: изучение закономерностей, связанных с обращением Земли вокруг Солнца.

Оборудование: модель небесной сферы, малый звездный атлас, подвижная карта звездного неба, астрономический календарь - ежегодник.

Вопросы к допуску:

1. Понятие эклиптики.

2. Наклон эклиптики к экватору и его объяснение.

3. Точки равноденствий и солнцестояний.

4. Связь между видимым движением Солнца на разных широтах и границами тепловых поясов на Земле.

Основные теоретические сведения

Земля обращается вокруг Солнца в плоскости, которую называют плоскостью земной орбиты, и поэтому видимое годовое движение Солнца происходит в этой же самой плоскости, которая пересекает небесную сферу по большому кругу, называемому эклиптикой. Таким образом, плоскость эклиптики и плоскость земной орбиты идентичны.

В любой момент времени Солнце видно с Земли, проецирующимся в некоторую точку небесной сферы. Эклиптика и небесный экватор пересекаются под определенным углом е в двух диаметрально противоположных точках, называемых точками равноденствий. Эти точки носят такое название потому, что, когда в них находится Солнце, день равен ночи. Угол е называется наклонением эклиптики к экватору. По наклонению можно вычислить угол наклона земной оси к плоскости земной орбиты.

Учитывая, что на всех географических широтах ф северного полушария Земли, удовлетворяющих условию 90° > ф > е, Солнце всегда кульминирует к югу от зенита, наклонение эклиптики к экватору можно определить, используя формулу, справедливую для момента верхней кульминации,

z = ф - 5,

где z — зенитное расстояние Солнца, ф — широта места наблюдения, 5 — склонение Солнца. В день летнего солнцестояния склонение Солнца максимально и равно 5 = е. В этот момент его зенитное расстояние будет минимальным, т. е. z_min = ф - е. Следовательно, е = 5_max = ф - z_min. В день зимнего солнцестояния зенитное расстояние Солнца будет максимально, а склонение минимально и равно 5 = - е.

Экваториальные координаты Солнца а и 5 содержатся в астрономических календарях - ежегодниках.

Видимое движение Солнца легко уяснить на модели небесной сферы. Нужно помнить, что Солнце всегда находится на эклиптике. В дни весеннего и осеннего равноденствий продолжительность пребывания Солнца над горизонтом и под горизонтом одинакова и равна 12 часам. Отсюда происходит название этих точек. При нахождении Солнца около точки летнего солнцестояния высота его над горизонтом в полдень будет максимальной в это время в северных широтах самый длинный день и самая короткая ночь.

Вблизи дня зимнего солнцестояния высота Солнца над горизонтом минимальна, день самый короткий в году, а ночь самая длинная.

На иных географических широтах земного шара продолжительность дня и ночи разная. На экваторе день всегда равен ночи и это соотношение не меняется в течение года. На полюсах бывает долгая полярная ночь, когда Солнце не поднимается над горизонтом в течение месяцев, и полярный день, когда Солнце не заходит.

Моменты восхода и захода Солнца, а также азимуты точек восхода и захода его зависят от географической широты места наблюдения. Поставив небесную сферу на разные широты, можно проследить зависимость видимого годового движения Солнца от широты места.

Точные значения моментов восхода, захода, а также азимуты этих точек вычисляются по соответствующим формулам сферической астрономии. В Астрономическом календаре - ежегоднике приведены значения этих величин для места с географической долготой X = 0^h0^m0^s и географической широтой ф =56°0 0 .

Моменты даны по гринвичскому (всемирному) времени. Приближенные значения тех же величин для определения географической широты могут быть найдены по подвижной карте звездного неба и помогают уяснить закономерность и причину их изменения на протяжении года.

На картах звездных атласов основные точки эклиптики ничем не обозначены, но легко отождествляются по их экваториальным координатам.

В зависимости от положения Солнца на эклиптике условия видимости созвездий на протяжении года непрерывно изменяются, и одно и то же созвездие в разные времена года видно в различное время суток. Условия видимости зодиакальных созвездий лучше всего могут быть выяснены по подвижной карте звездного неба, причем необходимо помнить, что звезды, расположенные в пределах около 15° к востоку и западу от Солнца, недоступны наблюдениям, так как темное время суток наступает не сразу после захода Солнца.

Г раницы тепловых поясов на Земле проведены по астрономическим признакам. В жарком поясе, границы которого простираются по обе стороны от экватора от ф = +23°26' (северный тропик) до ф = - 23°26'(южный тропик), Солнце всегда восходящее и заходящее светило и два раза в году (на тропиках один раз) в полдень бывает в зените в тех местах, географическая широта ф которых равна его склонению 5 в данный день (ф = 5).

Так как склонение Солнца не бывает больше е = 23°26', то и границы жаркого пояса, называемые тропиками, расположены на географических параллелях с такой же широтой.

В умеренных поясах, лежащих между тропиками и полярными кругами (от ф = ±23°26' до ф = ± 66°34'), Солнце каждый день восходит и заходит, но никогда не бывает в зените. Полярных дней и ночей здесь не бывает. Полгода продолжительность дня здесь больше продолжительности ночи, а полгода — наоборот. Полуденная высота Солнца всегда меньше 90° (кроме тропиков) и больше 0° (кроме полярных кругов).

В холодных поясах (от ф = ±66°37' до ф = ± 90°) Солнце может быть незаходящим и невосходящим светилом. Полярный день и полярная ночь могут длиться от 24 часов до полугода.

Литература:

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. М, 1981.

2. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 1983.

Для получения зачета необходимо:

1. Уметь продемонстрировать на небесной сфере видимое движение Солнца на различных широтах.

2. Пользуясь подвижной картой, уметь определить местонахождение Солнца в разное время года.

3. Представить преподавателю оформленные необходимые чертежи и расчеты.

Образец заданий

1. Определить наклонение эклиптики по измеренному зенитному расстоянию Солнца в верхней кульминации в дни солнцестояний 22 июня — 19°23'; 22 декабря — 66° 17'.

2. По картам звездного атласа найти основные точки эклиптики и определить их экваториальные координаты. Определить названия и границы зодиакальных созвездий, на которые проецируются эти точки.

3. Пользуясь подвижной звездной картой, указать точку эклиптики, в которой Солнце находится в текущий день.

4. Пользуясь небесной сферой, определить полуденную высоту Солнца и азимуты точек восхода и захода его в дни равноденствий и солнцестояний для Витебска.

Найти азимуты точек восхода и захода Солнца в день занятий для Минска по формуле:

где 8 — склонение Солнца, а ф — широта места наблюдения.

6. Определить наклонение эклиптики около 3000 лет назад, если по наблюдениям в ту эпоху в некотором месте полуденная высота Солнца в день летнего солнцестояния равнялась + 63°48', а в день зимнего солнцестояния - + 16°00' к югу от зенита.

7. Определить, на каких широтах земного шара Солнце бывает точно в зените.

Задание 1

1. Найти азимуты точек восхода и захода Солнца в день занятий для Минска по формуле:

где 8— склонение Солнца, а ф— широта места

наблюдения.

В эфемеридах Солнца находим на указанную дату склонение Солнца. Например, 1 октября 8 = -3°4'. Широта Минска 53°54'. Подставляя в формулу, получаем: cos A = -(sin (-3°4' / cos (54°5Г)) = 0.09. Находим A = arccos (0.09) = ±84°,8 = ±84 °48' Знак “+” относится к точке захода, а знак “-“ - к точке восхода. Таким образом, Авосхода = -84 °48'или Авосхода = 360°- 84 °48'= 275 °12, а А^хода = 84 °48'

Лабораторная работа № 8

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВРЕМЕНИ ВОСХОДА И ЗАХОДА СОЛНЦА

Цель работы: научиться вычислять моменты восхода и захода ,определять

место восхода и захода Солнца.

Оборудование:

1. Астрономический календарь (постоянная и переменная части)

2. калькулятор

Литература:

Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М. Астрономия М.: Просвещение, с 25-27, 61-64

В практической работе учителя астрономии, а тем более в работе специалиста – астронома, часто возникает необходимость определить момент и место восхода и захода светила.

Восходом или заходом светила в данном географическом пункте называют момент пересечения плоскости математического горизонта верхнем краем диска, если оно разрешается, либо самим светилом, если оно точечное.

Разумеется, задача определения момента восхода и захода имеет смысл только для светил, склонение которых заключено в пределах –(90⁰ - j)< d < +(90⁰ - j). В противном случае светило будет либо невосходящим, либо незаходящим.

Данная задача сводится к определению часового угла в момент восхода или захода светила. В самом деле, если мы определим часовой угол Солнца t в момент восхода или захода, то декретное время в этот момент определится соотношением

T- t+h+12ч+N-l+n+t (0)

Где

· h - уравнение времени

· N – номер часового пояса

· l - географическая долгота места наблюдения

· n – декретный час, если в данном месте используется декретное время

· t - летний час, если жители данной местности пользуются летним временем.

Место восхода и захода светила определяется его азимутом. Часовой угол и азимут светила в момент восхода и захода определяют, решая параллактический треугольник^{^[1]} – сферический треугольник с вершинами в зените, полюсе мира и данном светиле.

Действительно, в параллактическом треугольнике PZM, что изображен на рисунке

ZM = z = 90⁰+ R + r - p, ZP = 90⁰- j, PM = 90⁰- d

ÐP = t ; ÐZ = 180⁰-A,

где

· R – угловой радиус светила,

· r - рефракция

· p – горизонтальный параллакс светила.

По теореме косинусов находим часовой угол светила t:

Cos z =Cos (90⁰-j)*Cos (90⁰-d) + Sin (90⁰-j)*Sin (90⁰-d)*Cos t

(1)

где t имеет два значения

1. 0⁰<t<180⁰ – соответствует заходу

2. 180⁰<t<360⁰ – соответствует восходу светила

По теореме же косинусов стороны 90⁰-d находим азимут светила А:

Cos (90⁰-d) =Cos (90⁰-j)*Cos z + Sin (90⁰-j)*Sin z *Cos (180⁰ – A)

(2)

где

1. j- географическая широта места наблюдения

2. d - склонение светила в момент восхода или захода.

· Вместо формул (1) и (2) можно воспользоваться другими соотношениями, которые вытекают из теоремы косинусов или формулы пяти элементов.

Склонение Солнца меняется сравнительно быстро и приводится в Астрономическом календаре – ежегоднике на каждую гринвичскую полночь, а в соотношения (1) и (2) входит значение склонения на момент восхода или захода светила, которое неизвестно. Поэтому задачу определения момента и места восхода и захода Солнца решают методом последовательных приближений. В качестве первого приближения принимают d₁ = d₀ в ближайшую предшествующую восходу или заходу светила полночь(берется из АК – ежегодника). С этим значением d₁ входят в формулу (1) и находят приблизительное значение часового угла t₁, которое представляют в (0) для Солнца и таким образом находят момент восхода или захода Т₁ в первом приближении.

Далее уточняют значение склонения светила. А именно определяют, сколько времени DT₁ прошло с гринвичской полночи до полученного момента восхода или захода. Это время равно всемирному времени в данный момент:

DT₁=T₀=T₁-n-t- N (3)

Уточненное значение склонения будет

d₂= d₁ + Dd*DT₁ (4)

где

· Dd - часовое изменение склонения

· , где d^/₀ – значение склонения на ближайшую последующую гринвичскую полночь (берется из из АК – ежегодника)

С этим значением склонения (4) входят в формулу (1) и находят более точное значение момента восхода или захода светила Т₂

Далее уточняют

DТ₂= T₀=T₂-n-t- N

и находят

d₃= d₀ + Dd*DT₂,

с которым снова входят в формулу (1) и определяют Т₃ и т.д. Так поступают до тех пор, пока уточнение результата не будет выходить за пределы точности, которая задавалась(DТ<0,5 мин). Для определения азимута используют в выражение (2) последнее из уточненных значений склонение. Для восхода в (2) принимают А<0, а для захода А>0.

Считаем необходимым подчеркнуть, что из-за разных знаков часового угла в моменты восхода и захода мы будем получать из соотношения (0) разные моменты восхода Т_i_восх и захода Т_i_зах, разные интервалы DТ_i для восхода и захода и стало быть. Разные значения склонения d_I для восхода и захода светила.

ЗАДАНИЕ

Вычислить моменты восхода и захода Солнца в Липецке на ближайший день с точностью до 0,5 минуты. Определить продолжительность дня и ночи. Определить место восхода и захода Солнца.

Дата	Восход		Заход		Продолжительность
	Время	Азимут	Время	Азимут	Дня	Ночи
	h m s	0 / //	h m s	0 / //	h m s	h m s

Лабораторная работа № 9

Основные характеристики планет Земной группы

Цель работы: Научиться отличать по основным характеристикам планеты земной группы, начертить модель расположения планет земной группы

Оборудование: справочник по астрономии, учебник астрономии 11 класс

Литература:

Астрономия 11 Б.А.Воронцов - Вельяминов, Е.К. Страут

Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М. Астрономия М.: Просвещение, с 25-27, 61-64

ЗАДАНИЕ 1

Начертить модель расположения планет земной группы

ЗАДАНИЕ 2

Составить таблицу и выписать все характеристики планеты

Планета	Основные составляющие атмосферы	Температура	Синодический период обращения	Звездный период обращения	Среднее расстояние от Солнца	Давление	Масса
Планета

Вывод:

Лабораторная работа №10

Основные характеристики планет - гигантов

Цель работы: Научиться отличать по основным характеристикам планет - гигантов

Оборудование: справочник по астрономии ,учебник астрономии 11 класс

Литература:

Астрономия 11 Б.А.Воронцов - Вельяминов, Е.К. Страут

Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.М. Астрономия М.: Просвещение, с 25-27, 61-64

ЗАДАНИЕ 1

Начертить модель расположения планет - гигантов

ЗАДАНИЕ 2

Составить таблицу и выписать все характеристики планеты

Планета	Число спутников	Синодический период обращения	Звездный период обращения	Среднее расстояние от Солнца	Давление	Масса

Вывод:

[1] От греческого «параллаксис» - уклонение, так как треугольник из-за вращения небесной сферы все время поворачивается, меняя свою форму.

Скачать материал

Скачать материал "Методические рекомендации по организации и выполнению практических работ по дисциплине «ОДБ. 07Астрономия»."

Как учитель может зарабатывать на Инфоуроке?

Краткое описание документа:

Методические рекомендации по организации и выполнению практических работ по дисциплине: «ОДБ.07Астрономия» для специальностей социально-экономического профиля 38.02.07. Банковское дело. 23.02.07 Техническое обслуживание и ремонт двигателей, систем и агрегатов автомобилей.

Методические указания по выполнению лабораторных работ адресованы студентам.

Скачать материал

Найдите материал к любому уроку, указав свой предмет (категорию), класс, учебник и тему:

6 666 401 материал в базе

Найти материалы

Скачать материал

Другие материалы

docx

Комплект контрольно-измерительных материалов по учебной дисциплине ОДБ.07. Астрономия

12.12.2019
1018
2

docx

Программа учебной дисциплины ОДБ.07 АСТРОНОМИЯ для студентов групп на базе основного общего образования

12.12.2019
254
0

docx

Перспективно-тематическое планирование по учебной дисциплине ОДБ.06Астрономия

12.12.2019
182
0

docx

Комплект контрольно-измерительных материалов по учебной дисциплине ОДБ.06. Астрономия

12.12.2019
876
2

docx

Программа учебной дисциплины ОДБ.06 Астрономия

12.12.2019
224
1

docx

Рабочая программа по астрономии для СПО по специальности "Дошкольное образование"

12.12.2019
280
1

docx

Конспект урока астрономии "Предмет астрономии"

11.12.2019
6221
246

pptx

Презентация по астрономии "Планеты карлики"

Учебник: «Астрономия (базовый уровень)», Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К.
Тема: Карликовые планеты

11.12.2019
5790
323

«Астрономия (базовый уровень)», Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К.

Вам будут интересны эти курсы:

Оставьте свой комментарий

Авторизуйтесь, чтобы задавать вопросы.

Скачать материал
- 12.12.2019 1927
- DOCX 2.5 мбайт
- Оцените материал:
Настоящий материал опубликован пользователем Колодина Тамара Викторовна. Инфоурок является информационным посредником и предоставляет пользователям возможность размещать на сайте методические материалы. Всю ответственность за опубликованные материалы, содержащиеся в них сведения, а также за соблюдение авторских прав несут пользователи, загрузившие материал на сайт

Если Вы считаете, что материал нарушает авторские права либо по каким-то другим причинам должен быть удален с сайта, Вы можете оставить жалобу на материал.
Удалить материал
Автор материала

Колодина Тамара Викторовна
- На сайте: 8 лет и 7 месяцев
- Подписчики: 0
- Всего просмотров: 43072
- Всего материалов: 21