«астрономия»
Скачать 1.62 Mb.
|
Юлианский период. Вычитанием более ранней даты одного события из более поздней даты другого, данных в одной системе летосчисления, можно вычислить число суток, прошедших между этими событиями. При этом необходимо учитывать число високосных годов; при больших промежутках времени вычисления могут представить некоторые неудобства и дать неуверенность в результатах. Поэтому задача о числе суток, прошедших между двумя заданными датами в астрономии (например, при исследовании переменных звезд), удобнее решается с помощью юлианского периода, или юлианских дней. Так называются дни, считаемые непрерывно с 1 января 4713 г. до н.э. Началом каждого юлианского дня считается средний гринвичский полдень. В астрономических ежегодниках или в специальных таблицах даются целые числа юлианских дней, прошедших с начала счета до среднего гринвичского полудня определенной даты. Например, средний гринвичский полдень 10 января 1966 г. в юлианских днях выразится числом 2439 136, а средняя гринвичская полночь этой же даты — числом 2439 135,5. Начало счета юлианских дней — условное и предложено в XVI в. н.э. Скалигером, как начало большого периода в 7980 лет, являющегося произведением трех меньших периодов: 1) периода в 28 лет, через который повторяется распределение дней семидневной недели по дням года; 2) периода в 19 лет (метонов цикл); 3) периода в 15 лет, употреблявшегося в римской налоговой системе. Скалигер, исходя из принятых в то время номеров лет в этих трех периодах, рассчитал, что первые номера всех трех циклов приходились на 1 января 4713 г. до н.э. Период в 7980 лет Скалигер назвал «юлианским» в честь своего отца Юлия. При счете времени календарными сутками необходимо условиться, где (на каком меридиане) начинается новая дата (число месяца). По международному соглашению линия перемены даты (демаркационная линия) проходит в большей своей части по меридиану, отстоящему от гринвичского на 180°, отступая от него к западу — у островов Врангеля и Алеутских, к востоку — у оконечности Азии, островов Фиджи, Самоа, Тонгатабу, Кермадек и Чатам. Необходимость установления линии перемены даты вызвана следующими соображениями. При кругосветном путешествии с запада на восток путешественник проходит пункты, где часы, идущие по местному (или поясному) времени, показывают все большее время по сравнению с местным (поясным) временем пункта отправления путешественника. Постепенно переводя стрелки своих часов вперед, к концу кругосветного путешествия путешественник насчитывает одни лишние сутки. И наоборот, при кругосветном путешествии с востока на запад — одни сутки теряются. Во избежание связанных с этим ошибок в счете дней и установлена линия перемены даты. К западу от линии перемены даты число месяца всегда на единицу больше, чем к востоку от нее. Поэтому после пересечения этой линии с запада на восток необходимо уменьшить календарное число, а после пересечения ее с востока на запад, наоборот, увеличить на единицу. Например, если корабль пересекает демаркационную линию 8 ноября, идя с запада на восток, то на корабле дата в полночь, следующую после пересечения этой линии, не меняется, т. е. два дня подряд датируются как 8 ноября. И наоборот, если корабль пересекает эту линию 8 ноября, идя с востока на запад, то в полночь, следующую после перехода через нее, дата меняется сразу на 10 ноября, а дня с названием 9 ноября на корабле не будет. Соблюдение этого правила исключает ошибку в счете дней, впервые допущенную участниками первой кругосветной экспедиции Магеллана в XVI в., когда они, вернувшись на родину, обнаружили, что разошлись в счете дней и чисел месяца с жителями, остававшимися на месте, ровно на одни сутки. Всемирное время UTC, UT0, UT1. Эфемеридное время. Всемирное время, UT (англ, Universal Time) — шкала времени, основанная на вращении Земли. Всемирное время является современной заменой среднего времени по Гринвичу (GМТ), которое сейчас иногда некорректно используется в качестве синонима для всемирного координированного времени (UTC). Фактически термин «всемирное время» является многозначным, так как существует несколько версий всемирного времени, главными из которых является UТ1 и UТС (см. ниже). Все версии всемирного времени основаны на вращении Земли относительно далеких небесных объектов (звёзд и квазаров) используя коэффициент масштабирования и другие подстройки для того, чтобы быть ближе к солнечному времени. Существуют следующие версии всемирного времени: UТО — универсальное время, определяемое с помощью наблюдений суточного движения звёзд или внегалактических радиоисточников, а также Луны и искусственных спутников Земли. Для UТО не применяется коррекция для компенсации смещения географического полюса Земли от мгновенной оси вращения Земли. Это смещение, называемое движением полюсов, приводит к смещению положения каждой точки на Земле на несколько метров, поэтому различные наблюдатели будут получать различные значения UТО в тот же самый момент времени. Таким образом время UТО, строго говоря, не является всемирным. Также UТО не является равномерным из-за неравномерности вращения Земли. UT1 — основная версия всемирного времени. Хотя концептуально это среднее солнечное время, точные измерения Солнца трудноосуществимы, поэтому оно вычисляется из наблюдений дальних квазаров с помощью интерферометрии с длинными базами, с помощью лазерных наблюдений Луны и искусственных спутников Земли, а также при определении орбит КА GPS. Пренебрегая некоторыми незначительными поправками UT1 одинаково везде на Земле и пропорционально углу вращения Земли относительно дальних квазаров, а точнее относительно международной небесной системе координат (ICRF). Из тех же наблюдений определяют положение Земли относительно международной небесной системе координат (ICRF) — угол вращения Земли (ЕRА), который является современной заменой гринвичскому среднему звёздному времени (GMSТ). UT1=UT0+Δλ, где Δλ, — поправка, зависящая от координат мгновенного полюса, отсчитываемых относительно общепринятого среднего полюса; Также как и UТО всемирное время UT1 является неравномерным вследствие неравномерности вращения Земли. UT1R. — сглаженная версией UТ1, в которой фильтруются периодические возмущения во вращении Земли из-за приливов. UT1R. включает в себя 62 сглаживающих члена с периодами от 5,6 дней до 18,6 лет. UТ2 — сглаженная версией UT1, в которой фильтруются периодические сезонные возмущения во вращении Земли. UT2 представляет в основном исторический интерес, так как редко где-нибудь используется. UТ2 определяется следующей формулой: UТ2 = UT1 + ΔTs, где . ΔTs - сезонная неравномерность вращения Земли UТ2R — сглаженная версией UT1, в которой фильтруются как периодические сезонные возмущения (как в UT2), так и возмущения из-за приливов (как в UT1R). UT2R является самой равномерной версией универсального времени — её неравномерность связана с непредсказуемыми изменениями скорости вращения Земли вследствие движения воздуха в атмосфере, тектоники плит и движения вещества в мантии Земли. Эфемеридное время и его связь со всемирным временем UT1 Попытка астрономов использовать всемирное и звездное время в качестве равномерных шкал оказалась неудачной. В качестве новой более точной шкалы времени было предложено использовать шкалу, определяемую периодическом движением тел в Солнечной системе. В ньютоновской физике время t считается абсолютным и является аргументом в выражениях, которые определяют эфемериды планет, Солнца и Луны. Если теорию движения планет, Солнца и Луны считать безупречной, то на основе наблюдений можно построить строго равномерную (в ньютоновском приближении) шкалу времени. Такая шкала называется эфемеридным временем (ЕТ). Эфемеридное время было независимой переменной в теории орбитального движения Земли, Луны и планет. Время ЕТ было рекомендовано в 1952 г. МАС и использовалось до 1984 г. В более широком смысле Эфемеридное время как аргумент динамической теории является динамическим временем. О современных шкалах динамического времени будет говориться ниже. В основу шкалы эфемеридного времени были положены вычисления координат планет и Солнца, выполненные С. Ньюкомбом (1835-1909). Если время в выражениях геоцентрических эфемерид считать всемирным, то между наблюдаемыми и эфемеридными координатами планет, Солнца, Луны возникают расхождения. Такие расхождения были интерпретированы как неравномерность шкалы/ Шкалы времени UT по отношению к шкале ЕТ. Накапливающаяся разность АТ = ЕТ - UТ объясняется главным образом вековым замедлением вращения Земли. Введение эфемеридного времени привело к замене определения единицы времени. Прежнее определение секунды как 1/86400 части средних солнечных суток в 1960 г. было заменено следующим: секунда есть 1/31556925,9747 часть тропического года для эпохи 1900.0. Секунда была названа эфемеридной. Секунда ЕТ более постоянна по величине, чем секунда, определяемая средними солнечными сутками, но ее гораздо труднее измерить и реализовать с помощью часов. Рост точности наблюдений привел к отказу от эфемеридного времени. На Генеральной Ассамблее МАС (1976 г.) были определены новые шкалы: земное ТDТ (Terrestrial Dynamical Time) и барицентрическое динамическое время ТDВ (Barycentric Dynamical Time). Первое, TDT, является аргументом в уравнениях динамики, записанных в рамках общей теории относительности в геоцентрической системе координат. Время ТDВ используется как аргумент для вычисления эфемерид, отнесенных к барицентру Солнечной системы. ТDВ отличается от ТDТ только периодическими вариациями, амплитуда которых меньше 0f002. По решению МАС время ТDТ заменило эфемеридное время ЕТ в 1984 г. Лекция 4 Факторы, влияющие на положение светил небесной сферы. Астрономическая рефракция, годичный и суточный параллакс Видимое положение светила над горизонтом, строго говоря, отличается от вычисленного по формуле (1.37). Дело в том, что лучи света от небесного тела, прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли и преломляются в ней, а так как плотность атмосферы увеличивается к поверхности Земли, то луч света (рис. 19) все более и более отклоняется в одну и ту же сторону по кривой линии, так что направление ОМ1 , по которому наблюдатель О видит светило, оказывается отклоненным в сторону зенита и не совпадающим с направлением ОМ2 (параллельным ВМ), по которому он видел бы светило при отсутствии атмосферы.  Явление преломления световых лучей при прохождении ими земной атмосферы называется астрономической рефракцией. Угол M1OM2 называется углом рефракции или рефракцией r . Угол ZOM1 называется видимым зенитным расстоянием светила z', а угол ZOM2 — истинным зенитным расстоянием z. Непосредственно из рис. 19 следует z — z' = r или z = z' + r , т.е. истинное зенитное расстояние светила больше видимого на величину рефракции r . Рефракция как бы приподнимает светило над горизонтом. По законам преломления света луч падающий и луч преломленный лежат в одной плоскости. Следовательно, траектория луча МВО и направления ОМ2 и OM1 лежат в одной вертикальной плоскости. Поэтому рефракция не изменяет азимута светила, и, кроме того, равна нулю, если светило находится в зените. Если светило находится в кульминации, то рефракция изменяет только его склонение и на ту же величину, что и зенитное расстояние, так как в этом случае плоскости его часового и вертикального кругов совпадают. В остальных случаях, когда эти плоскости пересекаются под некоторым углом, рефракция изменяет и склонение, и прямое восхождение светила. Точная теория рефракции очень сложна и рассматривается в специальных курсах. Рефракция зависит не только от высоты светила над горизонтом, но и от состояния атмосферы, главным образом от ее плотности, которая сама является функцией, в основном температуры и давления. При давлении В мм. рт. ст. и температуре t° С приближенное значение рефракции  (1.38)Следовательно, при температуре 0° С и при давлении 760 мм рефракция r = 60”,25 tg z' (1.39) По формулам (1.38) и (1.39) рефракция вычисляется в тех случаях, когда видимое зенитное расстояние z' < 70°. При z' > 70° формулы (1.38) и (1.39) дают ошибку больше 1", увеличивающуюся при дальнейшем приближении к горизонту до бесконечности, тогда как действительная величина рефракции в горизонте составляет около 35'. Поэтому для зенитных расстояний z' > 70° рефракция определяется путем сочетания теории со специальными наблюдениями. Вследствие рефракции наблюдается изменение формы дисков Солнца и Луны при их восходе или заходе. Рефракция нижних краев дисков этих светил у горизонта почти на 6' больше рефракции верхних краев, а так как горизонтальные диаметры рефракцией не изменяются, то видимые диски Солнца и Луны принимают овальную форму. Координаты небесных тел, определенные из наблюдений на поверхности Земли, называются топоцентрическими. Топоцентрические координаты одного и того же светила в один и тот же момент, вообще говоря, различны для различных точек на поверхности Земли. Различие это заметно лишь для тел Солнечной системы и практически не ощутимо для звезд (меньше 0",00004). Из множества направлений, по которым светило видно из разных точек Земли, основным считается направление из центра Земли. Оно дает геоцентрическое положение светила и определяет его геоцентрические координаты. Угол между направлениями, по которым светило М' было бы видно из центра Земли и из какой-нибудь точки на ее поверхности, называется суточным параллаксом светила (рис. 20). Иными словами, суточный параллакс есть угол р', под которым со светила был бы виден радиус Земли в месте наблюдения.  Для светила, находящегося в момент наблюдения в зените, суточный параллакс равен нулю. Если светило М наблюдается на горизонте, то суточный параллакс его принимает максимальное значение и называется горизонтальным параллаксом р. Из соотношения между сторонами и углами треугольников ТОМ' и ТОМ (рис. 20) имеем  и  Отсюда получаем sin р' = sin p sin г' Горизонтальный параллакс у всех тел Солнечной системы — величина небольшая (у Луны в среднем р = 57', у Солнца р = 8",79, у планет меньше 1’). Поэтому синусы углов р и р' в последней формуле можно заменить самими углами и написать p' = p sin z' (1.40) Вследствие суточного параллакса светило кажется нам ниже над горизонтом, чем это было бы, если бы наблюдение проводилось из центра Земли; при этом влияние параллакса на высоту светила пропорционально синусу зенитного расстояния, а максимальное его значение равно горизонтальному параллаксу p. Так как Земля имеет форму сфероида, то во избежание разногласий в определении горизонтальных параллаксов необходимо вычислять их значения для определенного радиуса Земли. За такой радиус принят экваториальный радиус Земли R0 = 6378 км, а горизонтальные параллаксы, вычисленные для него, называются горизонтальными экваториальными параллаксами р0 . Именно эти параллаксы тел Солнечной системы приводятся во всех справочных пособиях. Лекция 5 Задачи небесной механики. Закон всемирного тяготения Основные законы движения тел позволили Ньютону сформулировать и математически доказать следующую теорему: “Силы, которыми главные планеты постоянно отклоняются от прямолинейного движения и удерживаются на своих орбитах, направлены к Солнцу и обратно пропорциональны квадратам расстояния от его центра”. Доказав далее, что сила, удерживающая планеты на их орбитах, тождественна с силой тяжести, действующей на поверхности Земли, Ньютон обобщил эту теорему и выразил ее в форме закона всемирного тяготения: “Каждые две частицы материи притягивают взаимно друг друга, или тяготеют друг к другу, с силой, прямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними”. Математически закон всемирного тяготения Ньютона записывается так:  (2.16)где m1 и m2 — массы частиц, r — расстояние между ними, f — коэффициент пропорциональности, равный силе, с которой притягиваются друг к другу две частицы с единичными массами и находящиеся на единичном расстоянии друг от друга. Коэффициент f называется постоянной тяготения, или гравитационной постоянной. В системе CGS (сантиметр, грамм, секунда) f = 6,67 · 10 -8 см3 / г · сек2 Следовательно, две материальные частицы, с массами по 1 г каждая и находящиеся на расстоянии 1 см одна от другой, притягиваются друг к другу с силой в  дины.В астрономии расстояния между Солнцем и планетами часто выражают в астрономических единицах (а.е.), массы небесных тел в массах Солнца, а время — в средних солнечных сутках. В этой системе единиц, называемой гауссовой, постоянная тяготения f = k2 = 0,00029591, а величина k = 0,0172021 »  называется гауссовой постоянной. |
Похожие:
 | Рабочая программа по предмету «Астрономия» «Астрономия 11 класс», Е. П. Левитан, 2000г. Календарно-тематический план ориентирован на использование базового учебника «Астрономия... | | Информационно-исследовательский проект «Волшебная астрономия» Астрономия влечет молодежь глубиной и загадочностью космоса, возможностью собственными глазами наблюдать удивительный мир небесных... |
 | Конкурс Учащихся 1 7-х классов «Первые шаги в науку» Секция астрономия Солнце Астрономия влечет молодежь глубиной и загадочностью космоса, возможностью собственными глазами наблюдать удивительный мир небесных... | | Рабочая программа учебной дисциплины бз. В. 12 «Астрономия» Программа предназначена для построения курса лекционных и лабораторных занятий для студентов направления «Педагогическое образование»... |
| Программа вступительных экзаменов в аспирантуру Укрупненная группа... ... | | Тема : Атмосферы планет земной группы Оборудование: Энциклопедия «Аванта» Астрономия (три штуки), Журнал «Древо познания» ( три штуки), учебник астрономия 11 (три штуки),... |
| Программа элективного курса для учащихся 11-х классов по физике. Физика и астрономия Образовательная программа предназначена для 11 класса муниципальной средней общеобразовательной школы. Основная задача программы... | | Программа дисциплины опд. Р. 04 «Астрономия» Программа предназначена для построения курса лекционных и практических занятий для студентов направления Физико-математическое образование... |
| Английский язык 2 астрономия 5 биология | | Ктп рабочей программы рассчитано на 1 час в неделю и ориентирована... Ктп рабочей программы рассчитано на 1 час в неделю и ориентирована на использование учебника «Астрономия 11 класс», Е. П. Левитан,... |
| Программа курсов повышения квалификации «Астрономия в современной... | | Рефератов по дисциплине «Астрономия» Свет, озаривший Вселенную. (Образование Вселенной, молодая Вселенная, реликтовое излучение) |
| Программа дисциплины дисциплина Астрономия и навигация Федеральным государственным образовательным стандартом высшего профессионального образования по | | Учебное пособие для обучающихся в спбгу по направлениям астрономия,... Учебное пособие для обучающихся в спбгу по направлениям астрономия, информатика, математика, механика, прикладная математика, физика,... |
| Реферат Отчет 38 стр Ключевые слова: космология, внегалактическая астрономия, звезды, межзвездная среда, активные ядра | | Реферат Отчет 17 стр Ключевые слова: космология, внегалактическая астрономия, звезды, межзвездная среда, активные ядра |
