ывеапп. астрономия. Основныеэлементынебеснойсферы. Системынебесныхкоординат
 Скачать 1.28 Mb.
|
|
: 1. Астрономическийкалендарь. Постояннаячасть. М., 1981. 2. Астрономическийкалендарьежегодник. Переменнаячасть. М. 3. БакулинП.И., КононовичЭ.В., МорозВ.И. Курсобщейастрономии. М., 1983. 12 4. КуликовскийП.Г. Справочниклюбителяастрономии. М., 1971. Дляполучениязачетанеобходимо: 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. Образецзаданий 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 α и δ звезды Процион (α Малого Пса). Найти эту звезду в общем каталоге звезд, определить точные координаты α и δ, 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 ука- зать, какие созвездия будут в верхней и нижней кульминации. 6. В день 15 июля найти момент восхода, верхней кульминации и захода звезды Си- риус ( α Большого Пса). 7. Определить день года, в который в 20 h 30 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 экватори- альными координатами: 1. α = 46 °38′1,”5 2. α = 151 °45′37,”5 δ = + 40 °51′38” δ = +12 °05′24” 9. Из эфемерид Солнца и Луны найти моменты времени восхода и захода этих све- тил в пункте λ = 0 h , ϕ = 56 °, азимуты точек их восхода и захода, найти моменты их верхней кульминации на текущий день. 13 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 дан- ный день. Примерывыполнениянекоторыхзаданий 4. Взятьизобщегокаталогазвездатласакоординаты ( α и δ ) звездыДубхеиопре- делитьеекоординатына 2004 год, используятаблицупрецессииза 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 на- ходится в таблице «Собственные имена звезд» атласа звездного неба А. А. Михайло- ва: α UMa. Сокращенное латинское название созвездия (Uma), найденное в данной таблице, можно расшифровать с помощью следующей таблицы «Названия созвез- дий»: Uma – Большая Медведица. Здесь же находим номера карт атласа, на которых частично изображена Большая Медведица. На 4-й карте находим α Uma. По верхней и нижней дуговым шкалам определяем прямое восхождение ( α ≈ 11 h ), а по левой и правой – склонение ( δ ≈ 62°). В общем каталоге звезд (в этом же атласе) по прямому восхождению находим α Uma и уточняем коордитнаты (α 1950 = 11 h 0.7 м ; δ 1950 = 62 °1′). Данные координаты в общем каталоге звезд соответствуют равноденствию 1950 го- да. Поэтому, для уточнения их на заданный год необходимо найти разницу в годах между заданным и 1950-ым: ∆ t = 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 ∆α 100 , и “по склоне- нию”, где – приращения координат ∆δ 100 за 100 лет. В таблице “по прямому восхож- дению” по координатам ( α 1950 = 11 h 0.7 м ; δ 1950 = 62 °1′) находим соответствующее приращение: ∆α 100 = 6.2 m (4-й столбец, 8-я строка). В таблице “по склонению” по ко- ординате α 1950 находим соответствующее приращение: ∆δ 100 = -32 ′ ( 4-я строка сни- зу). Но нам необходимо приращение координат не за 100 лет, а за ∆ t = 54 года, т.е. ∆α 54 и ∆δ 54 , значения которых находим по формулам: ∆α n = ( ∆α 100 / 100) × n и ∆δ n = ( ∆δ 100 / 100) × n. Таким образом, ∆α 54 = 3.35 m и ∆δ 54 = -17.3 ′, а координаты на заданный год α 2004 = α 1950 + ∆α 54 = 11 h 0.7 m + 3.35 m = 11 h 3.42 m ; а δ 2004 = 62 ° 1 ′ – 17.3′ = 61 ° 43.7 ′. 14 Лабораторнаяработа№ 3 ИЗУЧЕНИЕСИСТЕМСЧЕТАВРЕМЕНИ Цельработы: изучение различных систем счета времени. Оборудование: модель небесной сферы, астрономический календарь (постоянная и переменная части), подвижная звездная карта. Вопросыкдопуску: 1. Понятие звездного времени. 2. Среднее и истинное солнечное время. 3. Уравнение времени. 4. Связь местного времени с географической долготой. Основныетеоретическиесведения Измерение времени основано на наблюдениях суточного вращения не- бесного 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 зем- ного меридиана места наблюдения через избранную точку на небе, или, что од- но 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 принимают- ся: — точка весеннего равноденствия (звездноевремя), — центр видимого диска Солнца (истинноеСолнце, истинное солнечное вре- мя), — среднееСолнце — фиктивная точка, положение которой на небе может быть вычислено теоретически для любого момента времени (среднее солнечное вре- мя). Для измерения длинных промежутков времени служит тропический год, основанный на движении Земли вокруг Солнца. Тропическийгод — промежуток времени между двумя последовательны- ми прохождениями центра истинного Солнца через точку весеннего равноден- ствия. Содержит 365,2422 средних солнечных суток. 15 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 тропи- ческий год. Он называется звезднымгодом и содержит 365,2564 средних сол- нечных суток. Звездноевремя. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звезднымисутками. 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 звезднымвре- менем S . Угол, на который Земля повернется от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до какого-нибудь другого момента, равен часо- вому углу точки 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 = α + t, где t = (Qm, α = ( m, а t = (Q = S . Звездноевремя 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 = α. 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 географическихдолгот этих пунктов. S 2 - S 1 = λ 2 - λ 1 Истинноесолнечноевремя. Промежуток времени между двумя после- довательными одноименными кульминациями Солнца (центра солнечного дис- ка) на одном и том же географическом меридиане называется истиннымисол- нечнымисутками. За начало истинных солнечных суток на данном меридиане принимают момент нижней кульминации Солнца (истиннаяполночь). Время, протекшее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток называется истин- нымсолнечнымвременем Т с Истинное солнечное время Тс на данном меридиане в любой момент: Т с = t с + 12 h , где t с – часовой угол Солнца. 16 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. Среднеесолнечноевремя. Чтобы получить сутки постоянной продолжи- тельности и в то же время связанные с движением Солнца, в астрономии введе- ны понятия двух фиктивных точек — среднего эклиптического и среднего эк- ваториального Cолнца. Среднее эклиптическое Солнце равномерно движется по эклиптике со сред- ней скоростью Солнца. Среднее экваториальное Солнце равномерно движется по экватору с посто- янной скоростью среднего эклиптического Солнца и одновременно с ним про- ходит точку весеннего равноденствия. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же геогра- фическом меридиане называется среднимисолнечнымисутками. Продолжительность средних солнечных суток равна среднему значению продолжительности истинных солнечных суток за год. За начало средних солнечных суток на данном меридиане принимают мо- мент нижней кульминации среднего экваториального Солнца (средняяпол- ночь). Время, протекшее от нижней кульминации среднего экваториального Солн- ца до любого другого его положения, выраженное в долях средних солнечных суток, называется среднимсолнечнымвременем Т m Среднее солнечное время Тm на данном меридиане в любой момент: Т m = t m + 12 h , где t m – часовой угол Солнца. Разность между средним и истинным солнечным временем в один и тот же момент называется уравнениемвремени ηηηη . η = T m - T c = t m - t c = α c - α m , где t – часовой угол, а α — прямое восхождение. Отсюда следует T m = T c + η = t c +12 h + η. Уравнение времени обращается в нуль около 15 апреля, 14 июля, 1 сен- тября и 24 декабря, и четыре раза в году принимает экстремальные значения, из них наиболее значительные около 11 февраля ( η = +14 m ) и 2 ноября (η = -16 m ). Уравнение времени публикуется в астрономических календарях - еже- годниках ВАГО для каждой средней полуночи на меридиане Гринвича. Если в календаре дан момент верхней кульминации центра истинного Солнца, то имея 17 в виду, что этот момент дан по среднему времени, и что в данный момент ис- тинное солнечное время равно 12 h , получим уравнение: η = T m - 12 h Всемирноевремя.Местное среднее солнечное время гринвичского ме- ридиана называется всемирным, илимировымвременемТ 0 Местное среднее солнечное время любого пункта на Земле определяется: T m = Т 0 + λ h , где λ h – долгота данного пункта, выраженная в часовой мере (h). Поясноевремя.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, рас- положенных друг от друга по долготе точно через 15 °, приблизительно посере- дине каждого часового пояса. Заосновноймеридианнулевогопоясапринят Гринвичский. Местное среднее солнечное время основного меридиана какого-либо ча- сового пояса называется пояснымвременем Tn. Связь поясного времени с мест- ным и всемирным выражается следующим образом: Т m - T n = λ h − n h , T n = Т 0 + n h где n h – число целых часов, равное номеру часового пояса (долгота основного меридиана часового пояса). Декретноевремя. В целях более рационального распределения электро- энергии, идущей на освещение предприятий и жилых домов, в летнее время вводят летнее время. В СССР 16.07.1930г. декретом правительства стрелки ча- сов перевели на 1 час вперед против поясного времени. Литература: 1. Астрономическийкалендарь. Постояннаячасть. М., 1981 2. БакулинП.И., КононовичЭ.В., МорозВ.И. Курсобщейастрономии. М., 1983 4. КуликовскийП.Г. Справочниклюбителяастрономии. М., 1971 Дляполучениязачетанеобходимо: 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. 18 Образецзаданий 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 h 40 m 25 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 приближен- ное значение среднего времени в момент 18 h звездного времени. 7. Определить, с точностью до 1 минуты, момент верхней кульминации Солн- ца по звездному, истинному солнечному, среднему местному, поясному, декретному времени в Берлине 2 ноября. ( λ = 13°25′). 8. В момент кульминации звезды Ригель ( α = 5 h 13 m ) часы, идущие точно по звездному гринвичскому времени, показывают 15 h 9 m ; определить долготу данного места. Примерывыполнениянекоторыхзаданий 1. Определить, сточностьюдо 1 минуты, моментверхнейкульминации Солнцапозвездному, истинномусолнечному, среднемуместному, поясному временивБерлине 2 ноября. ( λ = 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 сол- нечного на поправку «уравнение времени» ( η = Т m - Т с ), которая содержится в эфемеридах Солнца в астрономическом календаре-ежегоднике: η 0(2) = -16 m . По- этому Т m = Т с + η = 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 = λ h - n h , где λ h — географиче- ская долгота пункта, выраженная в часовой мере, а n h – номер часового пояса в часах. Откуда Т п = Т m - λ h + n h . Но прежде необходимо перевести в часовую 19 меру λ h , воспользовавшись таблицей перевода (АК, постоянная часть) или со- отношениями: 1 h = 15 ° , 1 m = 15 ′ , 1 m = 15 ′′ . Итак, λ h = 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 = α с + t с , где α с – прямое восхождение Солнца, содержится в эфемеридах Солнца в астроно- мическом календаре-ежегоднике: α с = 14 h 30 m . А часовой угол Солнца в верх- ней кульминации t с = 0 h . Поэтому звездное время S = α с = 14 h 30 m 2. ВмоментверхнейкульминациизвездыРигель ( α = 5 h 13 m ) внекоторомгео- графическомпунктечасы, идущиеточнопозвездномугринвичскомувреме- ни, показывают 15 h 9 m . Определитьдолготуданногопункта. Звездное время на данном меридиане можно найти по координатам звезды: S= α + t . Звезда Ригель находится в верхней кульминации, значит ее часовой угол t = 0. Следовательно, в данном пункте S 1 = α с = 5 h 13 m . А по звездному гринвичскому времени в этот момент S 0 = 15 h 9 m |