Реферат Астрономия. Факторы влияющие на определение местоположение небесного объекта
 Скачать 36.82 Kb.
|
книги/БСЭ/Собственные движения звезд
книги/БСЭ/НутацияФедеральное государственное бюджетное образовательное учреждение Высшего образования «Омский государственный аграрный университет им. П.А. Столыпина» Землеустроительный факультет Кафедра геодезии и дистанционного зондирования Специальность 21.05.01-прикладная геодезия Реферат По дисциплине: «Астрономия» На тему: «Факторы влияющие на определение местоположение небесного объекта» Выполнил:ст.301 группы Литвинов А.В. Проверил:к.с.-х.н., доцент Бикбулатова Г.Г. Омск 2019 Введение С давних времен и до настоящего времени звезды были и остаются надежными ориентирами, по которым человек определял направление точек горизонта и свое местонахождение, т. е. ориентировался на суше и на море, а затем и в воздухе. Еще в древнее время, наблюдая ежедневный восход и заход Солнца, его видимое движение по небесной сфере, люди замечали, что в середине дня оно достигает наивысшей точки на небе, что время восхода и захода, а также высота Солнца над горизонтом в полдень меняются в течение года. Вместе с тем меняется продолжительность светлого и темного времени. Наблюдения ночью помогли обнаружить также закономерность вращения звездного неба, закономерность движения и изменения вида Луны. Это дало возможность людям использовать наблюдения за небесными светилами для решения важнейших жизненных задач: счета времени и определения направления в пространстве. Содержание
Для того, чтобы наблюдать за движение небесных светил, нужно для начала определить их точное положение. В астрометрии существует несколько систем небесных координат, с помощью которых можно точно определить положение того или иного небесного объекта. На точное определение положения могут влиять такие факторы как: прецессия, нутация, абберация света, параллакс, и собственное движение светила. Рассмотрим каждое из них отдельно. Параллакс Параллакс (параллактическое смещение) в астрономии, видимое перемещение светил на небесной сфере, обусловленное перемещением наблюдателя в пространстве вследствие вращения Земли (суточный параллакс), обращения Земли вокруг Солнца (годичный параллакс) и движения Солнечной системы в Галактике (вековой). Точно измеренные параллаксы небесных светил и групп светил позволяют определять расстояния до них. Суточный параллакс определяют как угол с вершиной в центре небесного светила и со сторонами, направленными к центру Земли и к точке наблюдения на земной поверхности. Величина суточного параллакса зависит от зенитного расстояния светила и меняется с суточным периодом. Параллакс светила, находящегося на горизонте места наблюдения, называется горизонтальным параллаксом, а если при этом место наблюдения лежит на экваторе,— горизонтальным экваториальным параллаксом, постоянным для светил, находящихся на неизменном расстоянии от Земли. Горизонтальный экваториальный параллакс небесного светила po связан с его геоцентрическим расстоянием rсоотношением , где R — радиус земного экватора. В значениях горизонтального экваториального параллакса выражают расстояния до Солнца, Луны и др. тел в пределах Солнечной системы. Для среднего расстояния Солнца принята величина 8,79", для среднего расстояния Луны 57'2,6". На положение звёзд вследствие их большой удалённости суточный параллакс практически не влияет. Годичный параллакс — малый угол (при светиле) в прямоугольном треугольнике, в котором гипотенуза есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Годичные параллаксы служат для определения расстояний до звёзд; эти параллаксы вследствие их малости могут считаться обратно пропорциональными расстояниям до звёзд (параллаксу 1" соответствует расстояние в 1 парсек). Параллакс ближайшей звезды — Проксимы Центавра — 0,76". Параллаксы, определённые путём непосредственных измерений видимых смещений звёзд на фоне значительно более удалённых звёзд, называются тригонометрическими. Тригонометрические параллаксы вследствие их малости удалось измерить лишь для ближайших звёзд. Однако сопоставление вычисленных с их помощью абсолютных звёздных величин этих звёзд с некоторыми особенностями их спектров позволило выявить зависимости, используемые для оценки расстояний до других, более удалённых звёзд, для которых определение тригонометрический параллакс невозможно. Параллаксы, вычисленные таким путём, называется спектральными. Вековой параллакс — угловое смещение звезды (за год), обусловленное движением Солнечной системы и отнесённое к направлению, перпендикулярному этому движению. В отличие от суточного и годичного, связанных с периодическими смещениями звёзд на небесной сфере, вековой определяется по параллактическому смещению, непрерывно возрастающему стечением времени. Вследствие собственных движений звёзд вековые параллаксы определяются только статистически по отношению к достаточно большой группе звёзд (при этом предполагается, что пекулярные движения звёзд в этой группе в среднем равны нулю). Вековые параллаксы используются в звёздной астрономии, так как с их помощью можно оценивать расстояния, значительно большие, чем те, которые получают при измерениях годичных параллаксов. Однако соответствующие им расстояния верны лишь в среднем для всей охваченной измерениями группы звёзд, для индивидуальных же звёзд они могут значительно отличаться от действительных. Прецессия Прецессия в астрономии — медленное движение оси вращения Земли по круговому конусу, ось симметрии которого перпендикулярна к плоскости эклиптики, с периодом полного оборота " 26 000 лет. прецессия называется также предварением равноденствий, т.к. она вызывает медленное смещение точек весеннего и осеннего равноденствий, обусловленное движением плоскостей эклиптики и экватора (точки равноденствия определяются линией пересечения этих плоскостей). Упрощённо прецессию можно представить как медленное движение оси мира (прямой, параллельной средней оси вращения Земли РР') по круговому конусу, ось которого перпендикулярна к эклиптике , с периодом полного оборота " 26000 лет. Перемещение точек равноденствия происходит по эклиптике с востока на запад, т. е. навстречу видимому годовому движению Солнца, на 50,3’’ в год. В результате этого тропический год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия), с которым связана смена времён года на Земле, на 20 мин24 сек короче звёздного года, т. е. периода полного обращения Земли вокруг Солнца. Вследствие прецессии изменяются эклиптические и экваториальные координаты небесных тел. Долготы звёзд, отсчитываемые от точки весеннего равноденствия, возрастают на 50,3'' в год, широты же меняются незначительно. Прямые восхождения и склонения звёзд изменяются более сложным образом. В результате прецессии медленно изменяется картина суточного вращения звёздного неба: около 4600 лет тому назад полюс мира был вблизи звезды α Дракона, теперь он расположен вблизи Полярной звезды (α Малой Медведицы), а через 12 000 лет "полярной" звездой станет Вега (α Лиры). С перемещением полюса мира среди звёзд связано изменение условий видимости созвездий в данной географической области; это позволяет по упоминаниям тех или иных созвездий в древнейших памятниках письменности приближённо установить время появления этих памятников. Явление прецессии было открыто во 2 в. до н. э. греч. астрономом Гиппархом при сравнении долгот звёзд, определённых им из наблюдений, с долготами этих же звёзд, найденными за 150 лет до него греч. астрономами Тимохарисом и Аристиллом. Механическое объяснение прецессии впервые дано И. Ньютоном в 1686. Землю, сплюснутую по оси вращения, Ньютон рассматривал как шар, опоясанный по экватору кольцом; Солнце сильнее притягивает обращенную к нему половину кольца и таким образом стремится уменьшить наклон плоскости земного экватора к плоскости эклиптики. Аналогичное действие, но в два раза более сильное и имеющее более сложный характер, оказывает и Луна. Совместное влияние притяжения Земли и Луны на экваториальный избыток массы вращающейся Земли и производит прецессию. Так как силы, вызывающие прецессию, вследствие изменения расположения Солнца и Луны относительно Земли непрерывно меняются, то наряду с поступательным движением точки весеннего равноденствия — так называемой лунно-солнечной прецессии — наблюдаются также её небольшие колебания, названные нутацией. Возмущения движения Земли по орбите, обусловленные притяжением её другими планетами, вызывают медленное изменение ориентации в пространстве плоскости эклиптики, вследствие чего наклон эклиптики к экватору уменьшается на 0,5’’ в год. Соответствующее перемещение точки весеннего равноденствия по экватору с запада на восток называется прецессией от планет. Суммарное движение точки весеннего равноденствия, состоящее из лунно-солнечной прецессии и прецессии от планет, носит название общей прецессии. Теория прецессии в основном развита в 18 в. в работах Ж. Д'Аламбера, П. Лапласа и Л. Эйлера. Точные числовые значения основных прецессионных величин впервые были определены из наблюдений в начале 19 в. Ф. Бесселем. О. В. Струве в 1841 опубликовал новые их значения. В конце 19 в. С. Ньюком при построении теории гелиоцентрического и вращательного движений Земли определил и значения прецессионных величин — лунно-солнечной прецессии по склонению (прецессия по склонению от притяжения планет не зависит), общей прецессии по прямому восхождению, лунно-солнечной прецессии по долготе, общей прецессии по долготе, прецессии. от планет по прямому восхождению и по долготе. Числовые значения прецессионных величин уточняются на основе статистического анализа собственных движений звёзд, при котором учитываются перемещения звёзд, обусловленные движением Солнца в пространстве и вращением Галактики. Наиболее точный метод определения прецессионных величин основан на измерении изменений координат галактик, которые можно считать практически неподвижными объектами вследствие их большой удалённости. Эти измерения входят составной частью в международную программу работ по составлению "фундаментального каталога слабых звёзд". Нутация В астрономии нутация — небольшие колебания земной оси, накладывающиеся на прецессионное её движение; были открыты в 1737 Дж. Брадлеем. Эти колебания обусловлены изменениями притяжения, оказываемого Луной и Солнцем на так называемый экваториальный избыток массы вращающейся Земли (который является следствием сжатия Земли), и называется лунно-солнечной, или вынужденной, нутацией. Возмущающие силы Луны и Солнца вызывают вынужденные колебания земной оси, которые могут рассматриваться как совокупность простых колебаний с различными периодами и амплитудами. Нутация вызывает изменение положения точки весеннего равноденствия на эклиптике, что является причиной соответствующего изменения эклиптической долготы (нутация по долготе), причём эклиптическая широта остаётся неизменной. Вследствие нутации изменяется наклон эклиптики к экватору (нутация в наклоне); изменяются экваториальные координаты небесных светил. Наибольшее колебание вызывается изменением (превышающим 10°) наклона орбиты Луны к земному экватору. Это изменение связано с попятным движением линии узлов лунной орбиты; поэтому основной период нутации равен 18,6 года — периоду оборота линии узлов. Соответствующие главные члены нутации равны + 9,21'' cos W (нутация в наклоне) и — 17,23” sin W (нутация по долготе), где W — средняя долгота восходящего узла орбиты Луны на эклиптике. Точное выражение нутации дано в 1953 американским. астрономом Э. Вулардом; оно содержит 109 периодических членов, зависящих от средних долгот Луны, восходящего узла и перигея лунной орбиты, а также от средних долгот Солнца и перигея его геоцентрической орбиты; это выражение используется при составлении астрономических ежегодников. Вследствие нутации движение истинного полюса мира на небесной сфере изображается волнообразной кривой. Положение среднего (движущегося только вследствие прецессии) и истинного (движущегося вследствие прецессии и нутации) полюсов мира. Координаты небесных светил в координатной системе, определённой с учётом нутации, соответствуют так называемым истинным местам небесных светил. В астрономических ежегодниках публикуются вспомогательные величины, облегчающие вычисления, связанные с учётом прецессии и нутации . Аберрация света Аберрация света в астрономии, изменение направления светового луча, идущего от небесного светила, вследствие конечности скорости света и движения наблюдателя относительно светила. Аберрация света вызывает смещение видимого положения светила на небесной сфере. При перемещении наблюдателя вместе с приёмником света, например астрономической трубой, лучу света, падающему на объектив в точке О (рис.), требуется некоторый малый промежуток времени t, чтобы пройти расстояние от объектива О до креста нитей Т,расположенного в фокальной плоскости объектива. За это время инструмент переместится поступательным движением в направлении к точке А(апекс) и займёт положение О' Т', а изображение светила окажется смещенным по отношению к кресту нитей в сторону, обратную движению наблюдателя. Чтобы изображение светила попало на крест нитей, необходимо повернуть трубу в сторону движения наблюдателя на угол ОТО’=b, причём b, выраженное в секундах дуги, определяется формулой b = (206 264,8" u/c) sin g, где u — скорость движения наблюдателя, c — скорость света и g — угол между направлениями на светило и апекс. Аберрация света смещает светило на небесной сфере к апексу, причём с увеличением скорости наблюдателя смещение увеличивается. Различают Аберрацию светил: суточную, вызываемую вращением Земли вокруг своей оси; годичную, вызываемую движением Земли вокруг Солнца; вековую, являющуюся следствием движения Солнечной системы в пространстве. Суточная аберрация света смещает светила к точке востока на величину b = 0,319" cos j sin g,где j — географическая широта наблюдателя. Годичная аберрация света смещает светила к мгновенному апексу движения Земли вокруг Солнца, так что в течение года звезда описывает на небесной сфере небольшой эллипс. Годичная аберрация света равна b = c sin g. Значение коэффициента c = 20,496" называется постоянной аберрации, принято Международным астрономическим союзом в 1964 (раньше было принято 20, 47"). Годичная аберрация света открыта и объяснена Дж. Брадлеем в 1728. В вековой аберрации света скоростью движения наблюдателя является скорость движения Солнца относительно звёзд, которая практически не изменяется ни по числовому значению, ни по направлению, так что изменения, вносимые ею в координаты каждой звезды, постоянны и могут не учитываться. При выводе формулы аберрации света в специальной теории относительности рассматривается разница в направлении светового луча в разных инерциальных системах отсчёта. Формула получается как естественное следствие лоренцовских преобразований и в первом приближении приводит к тем же результатам, что и классическая теория аберрации света, причём соответствующая поправка к величине годичной аберрации света не превосходит 0,0005’’ и по малости не учитывается . Собственные движения звёзд Собственные движения звёзд,видимые угловые перемещения звёзд по небесной сфере за год. Собственные движения звезд являются следствием как действительных (так называемых пекулярных) перемещений звёзд в пространстве, так и кажущихся (так называемых параллактических) смещений, представляющих собой отражение движения Солнечной системы (вместе с Землёй) в пространстве. Периодическое изменение положения звёзд с годовым периодом (годичный параллакс) вследствие движения Земли вокруг Солнца в собственное движение звезд не входит. Знание собственных движений звезд важно при построении фундаментальных систем сферических координат (фундаментальных звёздных каталогов), опирающихся на точные положения звёзд, а также при изучении кинематики звёздных систем (совместно с лучевыми скоростями и параллаксами). Обычно собственные движения звезд не превышают по величине сотых долей угловой секунды, редко достигая десятых долей и ещё реже целых секунд дуги. Наибольшее собственное движение — 10",27 имеет звезда Барнарда 9,7 звёздной величины, находящаяся в созвездии Змееносца. В древности звёзды считались неподвижно укрепленными на небосводе. Но уже китайский астроном И. Син (683—727 н. э.), сравнивая полученные взаиморасположения звёзд в созвездии Стрельца с наблюдениями предшественников, высказал предположение об изменении угловых расстояний между звёздами со временем. В 16 в. Дж. Бруно утверждал, что, как и все тела во Вселенной, звёзды участвуют в непрерывном движении и изменении. Впервые собственное движение звезд обнаружил Э. Галлей (1718) у трёх ярких звёзд: Альдебарана, Сириуса и Арктура, из сопоставления современных ему координат с координатами в Альмагесте Птолемея. В 1742 Дж. Брадлей высказал предположение, что собственные движения звезд представляют собой отражение движения Солнца в пространстве. В конце 18 — начале 19 вв. начали появляться каталоги собственных движений звезд. В последующие годы было показано, что пекулярные движения звёзд, а следовательно и собственные движения звезд, следует считать беспорядочными с известной осторожностью, в движении звёзд в пространстве имеются общие закономерности (движение звёзд скоплений, галактическое вращение). Определение собственного движения звезд из-за малости их величины сопряжено с большими трудностями и требует значительного времени для проведения наблюдений. Визуальный метод определений собственного движения звезд основан на сравнении экваториальных координат звёзд, полученных на меридианных инструментах в разные годы, как правило, на разных обсерваториях. Однако при таких определениях трудно учитывать все ошибки используемых каталогов, причём практически невозможно наблюдать звёзды слабее десятой звёздной величины. Фотографический метод, удобный для массового определения собственного движения звезд, основан на сравнении двух или более астрофотографий изучаемой области неба, разделённых промежутком времени, достаточным, чтобы смещения изображений звёзд на фотографиях могли быть измерены уверенно. Фотографический метод позволяет определять собственное движение звезд с точностью, в среднем равной ± 0,003". К 70-м гг. 20 в. известны собственные движения более чем 250 000 звёзд. Примером каталогов собственного движения звезд являются каталоги Астрономического общества (АСК) и каталог Смитсоновской астрофизической обсерватории (АО). Собственные движения звезд, полученные визуальным методом, относятся к инерциальной системе координат, определяемой положениями звёзд, содержащихся в использованном фундаментальном каталоге. При фотографических же определениях собственные движения определяются относительно небольшой группы так называемых опорных звёзд в исследуемой области, среднее движение которых принимается равным нулю. Для перехода к инерциальной системе координат (эта операция называется абсолютизацией координат) полагают, что среднее движение совокупности опорных звёзд является параллактическим и вычисляют его из статистических соображений, либо для этой цели используют изображения галактик, объектов, практически неподвижных на небесной сфере . Список литературы 1. Большая советская энциклопедия [Электронный ресурс] - http://dic.academic.ru/dic.nsf/bse/118463/Параллакс 2. Большая советская энциклопедия [Электронный ресурс] - http://slovari.yandex.ru/ |
4. Большая советская энциклопедия [Электронный ресурс] -
http://slovari.yandex.ru/