Halens vinkeldimensioner i henhold til stjernernes koordinater er et eksempel. Sådan bestemmes stjernernes position i himmelkuglen

Svarbog om astronomi klasse 11 til lektion nummer 16 (arbejdsbog) - Små kroppe af solsystemet

1. Fuldfør sætningerne.

Dværgplaneter er en separat klasse af himmellegemer.
Dværgplaneter er objekter, der kredser om en stjerne, som ikke er satellitter.

2. Dværgplaneter er (understreg det nødvendige): Pluto, Ceres, Charon, Vesta, Sedna.

3. Udfyld tabellen: beskriv de særlige kendetegn ved små kroppe i solsystemet.

specifikationer	Asteroider	Kometer	Meteoritter
Udsigt på himlen	Stjerne-lignende objekt	Diffus genstand	"Stjerneskud"
Baner	Hovedasteroidebælte (a ~ 2,8 AU; P ~ 5 år); Kuiperbælt (a> 30 AU; P ~ 300 år)	Kort periode kometer P< 200 лет, долгого периода - P >200 år gammel; banernes form - aflange ellipser	Alsidig
Medium størrelse	Fra snesevis af meter til hundredvis af kilometer	Kerne - fra 1 km til titusinder af km; hale ~ 100 millioner km; hoved ~ 100 tusind km	Fra mikrometer til meter
Sammensætning	Stenet	Is med stenpartikler, organiske molekyler	Jern, sten, jern-sten
Oprindelse	Kollision af planetesimaler	Rester af primært stof i udkanten af ​​solsystemet	Affald fra kollisioner, rester af kometudvikling
Konsekvenser af et sammenstød med Jorden	Eksplosion, krater	Luftblæsning	Tragt på Jorden, nogle gange en meteorit

4. Fuldfør sætningerne.

Mulighed 1.

Resten af ​​et meteoritlegeme, der ikke brændte op i jordens atmosfære og faldt til jordens overflade, kaldes en meteorit.

Komethalestørrelser kan overstige millioner af kilometer.

Kometens kerne består af kosmisk støv, is og frosne flygtige forbindelser.

Meteoriske legemer bryder ind i jordens atmosfære med hastigheder på 7 km/s (brænder op i atmosfæren) og 20-30 km/s (brænder ikke op).

En radiant er et lille område af himlen, hvorfra de tilsyneladende stier for individuelle meteorer i en meteorregn afviger.

Store asteroider har deres egne navne, for eksempel: Pallas, Juno, Vesta, Astrea, Hebe, Iris, Flora, Metis, Hygea, Parthenopa osv.

Mulighed 2.

En meget lys meteor, synlig på Jorden som en ildkugle, der flyver hen over himlen, er en ildkugle.

Komethoveder når Solens størrelse.

Kometens hale er sammensat af forkælet gas og bittesmå partikler.

Meteorlegemer, der kommer ind i Jordens atmosfære, gløder, fordamper og brænder fuldstændigt op i højder af 60-80 km, større meteoritlegemer kan kollidere med overfladen.

Faste fragmenter af kometen fordeles gradvist langs kometens bane i form af en sky langstrakt langs kredsløbet.

Banerne for de fleste asteroider i solsystemet er placeret mellem Jupiters og Mars baner i asteroidebæltet.

5. Er der en grundlæggende forskel i den fysiske natur af små asteroider og store meteoritter? Argumentér dit svar.

En asteroide bliver først til en meteorit, når den kommer ind i jordens atmosfære.

6. Figuren viser skemaet for Jordens møde med et meteorregn. Analyser tegningen og besvar spørgsmålene.

Hvad er oprindelsen af ​​meteorregn (sværm af meteorpartikler)?

Et meteorregn dannes ved henfald af kometkerner.

Hvad bestemmer omdrejningsperioden for en meteorregn omkring Solen?

Fra stamkometens revolutionsperiode, fra planeternes forstyrrelse, hastigheden af ​​udstødningen.

I hvilket tilfælde vil det største antal meteorer (meteor eller stjerneregn) blive observeret på Jorden?

Når Jorden krydser hovedmassen af ​​meteoritsværmpartiklerne.

Hvordan hedder meteorbyger? Nævn nogle af dem.

Ved stjernebilledet, hvor strålen er.

7. Tegn kometens struktur. Angiv følgende elementer: kerne, hoved, hale.

8. * Hvilken energi vil blive frigivet under nedslaget af en meteorit med en masse på m = 50 kg, som har en hastighed ved jordens overflade v = 2 km/s?

9. Hvad er halvhovedaksen for Halley-kometens kredsløb, hvis dens omløbsperiode er T = 76 år?

10. Beregn den omtrentlige bredde i kilometer af Perseid-meteorregnen, vel vidende at den er observeret fra 16. juli til 22. august.

Jeg vil igen bruge brochuren "Didaktisk materiale om astronomi" skrevet af G.I. Malakhova og E.K. Straut og udgivet af "Prosveshchenie"-forlaget i 1984. Denne gang er de første opgaver i den afsluttende prøve på side 75 under distribution.

For at visualisere formler vil jeg bruge LаTeX2gif-tjenesten, da jsMath-biblioteket ikke er i stand til at tegne formler i RSS.

Opgave 1 (mulighed 1)

Tilstand: Planetågen i stjernebilledet Lyra har en vinkeldiameter på 83 ″ og er placeret i en afstand af 660 pct. Hvad er de lineære dimensioner af tågen i astronomiske enheder?

Løsning: Parametrene specificeret i betingelsen er relateret til hinanden ved et simpelt forhold:

1 stk = 206265 AU, henholdsvis:

Opgave 2 (mulighed 2)

Tilstand: Parallax af stjernen Procyon 0,28 ″. Afstand til stjernen Betelgeuse 652 St. årets. Hvilken af ​​disse stjerner og hvor mange gange er længere væk fra os?

Løsning: Parallaxe og afstand er forbundet med et simpelt forhold:

Dernæst finder vi forholdet mellem D 2 og D 1, og vi får, at Betelgeuse er omkring 56 gange længere end Procyon.

Opgave 3 (mulighed 3)

Tilstand: Hvor mange gange har Venus' vinkeldiameter, observeret fra Jorden, ændret sig som følge af, at planeten har bevæget sig fra minimumsafstanden til maksimum? Betragt Venus' kredsløb som en cirkel med en radius på 0,7 AU.

Løsning: Vi finder Venus' vinkeldiameter for de minimale og maksimale afstande i astronomiske enheder og derefter deres simple forhold:

Vi får svaret: faldet med 5,6 gange.

Opgave 4 (mulighed 4)

Tilstand: Hvad er vinkelstørrelsen på vores galakse (med en diameter på 3 × 10 4 pct.) en observatør i galaksen M 31 (Andromeda-tågen) i en afstand på 6 x 10 5 pct.?

Løsning: Udtrykket, der forbinder objektets lineære dimensioner, dets parallakse og vinkeldimensioner, er allerede i løsningen af ​​det første problem. Lad os bruge det og, ved at ændre det lidt, erstatte de nødvendige værdier fra betingelsen:

Opgave 5 (mulighed 5)

Tilstand: Opløsningen af ​​det blotte øje er 2 ′. Hvilken størrelse objekter kan en astronaut skelne på månens overflade, der flyver over den i en højde af 75 km?

Løsning: Problemet løses på samme måde som det første og fjerde:

Derfor vil astronauten være i stand til at skelne detaljer på overfladen på 45 meter.

Opgave 6 (mulighed 6)

Tilstand: Hvor mange gange er Solen større end Månen, hvis deres vinkeldiametre er ens og de vandrette parallakser er henholdsvis 8,8 ″ og 57′?

Løsning: Dette er en klassisk opgave med at bestemme størrelsen af ​​stjerner ud fra deres parallakse. Formlen for forbindelsen mellem parallaksen af ​​en armatur og dens lineære og vinkelmæssige dimensioner er gentagne gange stødt på ovenfor. Som et resultat af at reducere den gentagne del får vi:

Som svar finder vi ud af, at Solen er næsten 400 gange større end Månen.

Astronomiinteresserede kan spille en stor rolle i studiet af kometen Hale-Bopp ved at observere den med kikkerter, teleskoper, teleskoper og endda det blotte øje. For at gøre dette skal de regelmæssigt evaluere dens integrerede stjernes visuelle størrelse og separat stjernestørrelsen af ​​dens fotometriske kerne (central koncentration). Derudover er estimater af komadiameteren, halenængden og dens positionsvinkel vigtige, samt detaljerede beskrivelser af strukturelle ændringer i kometens hoved og hale, bestemmelse af bevægelseshastigheden af ​​skyklynger og andre strukturer i halen.

Hvordan vurderer man lysstyrken af ​​en komet? De mest almindelige blandt kometobservatører er følgende metoder til bestemmelse af lysstyrke:

Bakharev-Bobrovnikov-Vsekhsvyatsky (BBV) metode... Billeder af en komet og en sammenligningsstjerne fjernes fra fokus på et teleskop eller en kikkert, indtil deres ekstra-fokale billeder har omtrent samme diameter (fuld lighed mellem diametrene af disse objekter er umuligt at opnå på grund af det faktum, at diameteren af kometens billede er altid større end stjernens diameter). Det er også nødvendigt at tage højde for, at det ufokuserede billede af en stjerne har omtrent samme lysstyrke på hele skiven, mens kometen har form af en plet med ujævn lysstyrke. Observatøren beregner et gennemsnit af kometens lysstyrke over hele dets ufokuserede billede og sammenligner denne gennemsnitlige lysstyrke med lysstyrken af ​​ufokuserede billeder af sammenligningsstjerner.

Ved at vælge flere par sammenligningsstjerner er det muligt at bestemme kometens gennemsnitlige visuelle størrelse med en nøjagtighed på 0,1 m.

Sidgwicks metode... Denne metode er baseret på at sammenligne kometens brændpunktsbillede med ufokuserede billeder af sammenligningsstjerner, som, når de er ufokuserede, har samme diametre som diameteren af ​​hovedet på kometens brændpunktsbillede. Observatøren undersøger omhyggeligt billedet af kometen i fokus og husker dens gennemsnitlige lysstyrke. Derefter flytter den okularet ud af fokus, indtil størrelserne på skiverne af de ufokuserede billeder af stjerner bliver sammenlignelige med diameteren af ​​hovedet på kometens brændpunktsbillede. Lysstyrken af ​​disse ude af fokus billeder af stjerner sammenlignes med den gennemsnitlige lysstyrke af kometens hoved "registreret" i observatørens hukommelse. Ved at gentage denne procedure flere gange opnås et sæt stjernestørrelser af kometen med en nøjagtighed på 0,1 m. Denne metode kræver udvikling af visse færdigheder til at gemme lysstyrken af ​​de objekter, der sammenlignes - det fokale billede af kometens hoved og ude af fokus billeder af stjerneskiver i hukommelsen.

Morris metode er en kombination af BBI- og Sidgwick-metoderne, der delvist eliminerer deres ulemper: forskellen mellem diametrene på de ufokuserede billeder af kometen og sammenligningsstjernerne i BWI-metoden og variationerne i overfladelysstyrken af ​​kometkomaen, når fokusbilledet af kometen sammenlignes med ude af fokus billeder af stjerner ved hjælp af Sidgwick-metoden. Lysstyrken af ​​kometens hoved estimeres ved hjælp af Morris-metoden som følger: For det første opnår observatøren et sådant ude af fokus billede af kometens hoved, som har omtrent ensartet overfladelysstyrke, og husker størrelsen og overfladelysstyrken af ​​dette billede. . Han defokuserer derefter billederne af sammenligningsstjernerne, så de er lige store med det huskede billede af kometen, og estimerer kometens lysstyrke ved at sammenligne overfladelysstyrken af ​​de ufokuserede billeder af sammenligningsstjernerne og kometens hoved. Ved at gentage denne teknik flere gange, findes kometens gennemsnitlige lysstyrke. Metoden giver en nøjagtighed på op til 0,1 m, der kan sammenlignes med nøjagtigheden af ​​ovenstående metoder.

Nybegyndere amatører kan rådes til at bruge BBV-metoden, som den enkleste. Mere trænede observatører er mere tilbøjelige til at bruge Sidgwick og Morris metoder. Et teleskop med den mindst mulige objektivlinsediameter bør vælges som et værktøj til at lave lysstyrkestimeringer, og bedst af alt - en kikkert. Hvis kometen er så lysstærk, at den er synlig med det blotte øje (og det burde ske med Hale-Bopp-kometen), så kan personer med langsynethed eller nærsynethed prøve en meget original metode til at "defokusere" billeder - blot ved at fjerne brillerne .

Alle de metoder, vi har overvejet, kræver viden om sammenligningsstjernernes nøjagtige størrelse. De kan tages fra forskellige stjerneatlas og kataloger, for eksempel fra kataloget over stjerner inkluderet i sættet af "Atlas of the Starry Sky" (DN Ponomarev, KI Churyumov, VAGO). Det skal huskes, at hvis stjernestørrelserne i kataloget er givet i UBV-systemet, bestemmes den visuelle størrelse af sammenligningsstjernen af ​​følgende formel:

m = V + 0,16 (B-V)

Der bør lægges særlig vægt på udvælgelsen af ​​sammenligningsstjerner: det er ønskeligt, at de er tæt på kometen og omtrent i samme højde over horisonten som den observerede komet. I dette tilfælde bør man undgå røde og orange sammenligningsstjerner, der foretrækker hvide og blå stjerner. Kometens lysstyrkeestimater baseret på at sammenligne dens lysstyrke med lysstyrken af ​​udvidede objekter (tåger, hobe eller galakser) har ingen videnskabelig værdi: kometens lysstyrke kan kun sammenlignes med stjerner.

Sammenligning af kometens lysstyrke og sammenligningsstjerner kan foretages ved hjælp af Neiland-Blazhko metode, som bruger to sammenligningsstjerner: den ene lysere, den anden svagere end kometen. Essensen af ​​metoden er som følger: lad stjernen -en har en størrelsesorden m a, en stjerne b- størrelse m b, komet Til- størrelse m k, og m a -en 5 grader lysere end en stjerne b og en grad s er lig med 0,2Δm. Lad os antage, at når vi estimerer lysstyrken af ​​en komet k det viste sig, at hun er svagere end en stjerne

b

3 grader og lysere end en stjerne -en med 2 grader. Dette faktum er skrevet som a3k2b, og derfor er kometens lysstyrke:

m k = ma + 3p = ma + 0,6Δm
eller
m k = m b -2p = m b -0,4 Am

Visuelle estimater af kometens lysstyrke under nattesynlighed bør foretages med jævne mellemrum hvert 30. minut, eller endnu oftere, i betragtning af at dens lysstyrke kan ændre sig ret hurtigt på grund af rotationen af ​​kometens kerne med uregelmæssig form eller et pludseligt lysstyrkeglimt. Når et stort lysudbrud af en komet detekteres, er det vigtigt at følge de forskellige faser af dens udvikling, mens der registreres ændringer i hovedets og halens struktur.

Ud over estimater af de visuelle størrelser af kometens hoved er estimater af komas diameter og graden af ​​dens diffusitet også vigtige.

Koma diameter (D) kan vurderes ved hjælp af følgende metoder:

Driftsmetode baseret på det faktum, at med et stationært teleskop vil kometen, på grund af himmelkuglens daglige rotation, mærkbart bevæge sig i okularets synsfelt og passere 15 buesekunder på 1 sekunds tid (nær ækvator) . Hvis du tager et okular med et kryds af tråde, skal du dreje det, så kometen blandes langs den ene og vinkelret på den anden tråd. Efter at have bestemt fra stopuret tidsintervallet i sekunder, hvor kometens hoved vil krydse den vinkelrette tråd, er det let at finde diameteren af ​​koma (eller hovedet) i bueminutter ved hjælp af følgende formel:

D = 0,25Δtcosδ

hvor δ er kometens deklination. Denne metode kan ikke anvendes på kometer placeret i det cirkumpolære område ved δ<-70° и δ>+ 70 °, såvel som for kometer med D> 5".

Interstellar vinkelafstandsmetode... Ved hjælp af atlas og kort over stjernehimlen i stor skala bestemmer observatøren vinkelafstandene mellem nærliggende stjerner, der er synlige i nærheden af ​​kometen, og sammenligner dem med den tilsyneladende diameter af koma. Denne metode bruges til store kometer med koma større end 5 "i diameter.

Bemærk, at den tilsyneladende størrelse af et koma eller hoved er stærkt påvirket af blændeeffekten, det vil sige, det afhænger stærkt af diameteren af ​​teleskopobjektivet. Estimater af komadiameter opnået med forskellige teleskoper kan afvige fra hinanden flere gange. Derfor anbefales det til sådanne målinger at bruge små instrumenter og lave forstørrelser.

Parallelt med at bestemme diameteren af ​​koma, kan observatøren evaluere den diffusionsgrad (DC), hvilket giver en idé om kometens udseende. Graden af ​​diffusitet har en graduering fra 0 til 9. Hvis DC = 0, så fremstår kometen som en lysende skive med ringe eller ingen ændring i overfladens lysstyrke fra midten af ​​hovedet til periferien. Det er en fuldstændig diffus komet, hvor der ikke er antydning af tilstedeværelsen af ​​en tættere lysende klynge i dens centrum. Hvis DC = 9, så adskiller kometen sig ikke i udseende fra stjernen, det vil sige, den ligner et stjerneformet objekt. Mellemliggende DC-værdier mellem 0 og 9 indikerer varierende grader af diffusion.

Når man observerer en komets hale, bør man med jævne mellemrum måle dens vinkellængde og positionsvinkel, bestemme dens type og registrere forskellige ændringer i dens form og struktur.

At finde hale længde (C) du kan bruge de samme metoder som til at bestemme diameteren af ​​koma. For halelængder på mere end 10 ° skal følgende formel dog anvendes:

cosC = sinδsinδ 1 + cosδcosδ 1 cos (α-α 1)

hvor C er halens længde i grader, α og δ er den rigtige opstigning og deklination af kometen, α 1 og δ 1 er den rigtige opstigning og deklination af halens ende, som kan bestemmes ud fra de ækvatoriale koordinater af stjernerne omkring den.

Positionel halevinkel (PA) tælles fra retningen til verdens nordpol mod uret: 0 ° - halen er nøjagtigt rettet mod nord, 90 ° - halen er rettet mod øst, 180 ° - mod syd, 270 ° - mod vest . Det kan måles ved at samle stjernen op, som haleaksen er projiceret på ved hjælp af formlen:

Hvor α 1 og δ 1 er stjernens ækvatorialkoordinater, og α og δ er koordinaterne for kometens kerne. RA-kvadranten er defineret af tegnet sin (α 1 - α).

Definition komethaletype- en ret vanskelig opgave, der kræver en nøjagtig beregning af værdien af ​​den frastødende kraft, der virker på halens substans. Dette gælder især for støvaffald. For fans af astronomi foreslås derfor normalt en teknik, der kan bruges til foreløbig at bestemme typen af ​​hale på den observerede lyse komet:

Type I- lige haler rettet langs vektoren med udvidet radius eller tæt på den. Disse er gas- eller rent plasmahaler af blå farve, ofte i sådanne haler observeres en spiral- eller spiralstruktur, og de består af separate strømme eller stråler. I type I-haler observeres skyformationer ofte, der bevæger sig med høje hastigheder langs halerne fra Solen.

type II- en bred, buet hale, stærkt afvigende fra vektoren med udvidet radius. Disse er gule gas- og støvhaler.

III type- en smal, kort buet hale rettet næsten vinkelret på vektoren med udvidet radius ("krybende" langs kredsløbet) Disse er gule støvhaler.

IV type- unormale haler rettet mod Solen. Ikke bred, bestående af store støvpartikler, der næsten ikke afvises af let tryk. Deres farve er også gullig.

V type- løsrevne haler rettet langs radiusvektoren eller tæt på den. Deres farve er blå, da disse er rene plasmaformationer.

Astronavigation for lystsejler

"Der er kun én umiskendelig måde at bestemme stedet og retningen for et skibs vej i havet - astronomisk, og lykkelig er den, der kender det!" - med disse ord af Christopher Columbus åbner vi en cyklus af essays - lektioner i astronavigation.

Maritim astronavigation opstod i æraen med store geografiske opdagelser, hvor "jernmænd sejlede på træskibe", og gennem århundreder absorberede erfaringerne fra mange generationer af sømænd. I løbet af de sidste årtier er det blevet beriget med nye måle- og beregningsmidler, nye metoder til at løse navigationsproblemer; de nyligt introducerede satellitnavigationssystemer, efterhånden som de udvikler sig yderligere, vil gøre alle navigationsvanskeligheder til en del af historien. Den nautiske navigations rolle (fra den græske stjernestjerne) er stadig ekstremt vigtig i dag. Formålet med vores serie af essays er at gøre amatørbådførere bekendt med moderne metoder til astronomisk orientering tilgængelige under lystsejlerforhold, som oftest bruges på åbent hav, men som også kan anvendes i de tilfælde af kystsejlads, hvor kystlandmærker ikke er synlige. eller de kan ikke identificeres.

Observation af himmelske vartegn (stjerner, sol, måne og planeter) giver søfolk mulighed for at løse tre hovedopgaver (fig. 1):
1) måle tid med tilstrækkelig nøjagtighed til omtrentlig orientering;

2) bestemme fartøjets bevægelsesretning, selv i fravær af et kompas, og kompaskorrektionen, hvis den er tilgængelig;

3) Bestem den nøjagtige geografiske placering af fartøjet og kontroller rigtigheden af ​​dets vej.

Behovet for at løse disse tre problemer på en yacht opstår på grund af uundgåelige fejl i beregningen af ​​dens vej i henhold til kompasset og forsinkelsen (eller omtrentlig bestemt hastighed). Stor yachtdrift, der når 10-15 ° i stærk vind, dog kun estimeret efter øje; konstant skiftende bevægelseshastighed; kontrol "med sejl", når du går til beydewind, kun med den efterfølgende fiksering af kompaskurser; indflydelse af variable strømme; et stort antal drejninger, når du slår - dette er ikke en komplet liste over årsager, der komplicerer navigation på en yacht! Hvis den døde opgørelse ikke kontrolleres ved at observere armaturerne, kan fejlen i opgørelsespositionen, selv for erfarne lystsejlere, overstige flere titusinder af miles. Det er klart, at en så stor fejl truer navigationssikkerheden og kan føre til store tab af sejltid.

Afhængigt af de sødygtige instrumenter, manualer og computerfaciliteter, der anvendes, vil nøjagtigheden af ​​løsningen af ​​astronavigationsproblemer være forskellig. For at kunne løse dem fuldt ud og med tilstrækkelig nøjagtighed til sejlads i åbent hav (positionsfejl - ikke mere end 2-3 miles, i kompaskorrektionen - ikke mere end 1 °), skal du have:

• en navigationssekstant og et godt vandtæt ur (helst elektronisk eller quartz);
• en transistorradiomodtager til modtagelse af tidssignaler og en mikroberegner af typen "Elektronik" (denne mikroberegner skal have input af vinkler i et gradmål, give beregningen af ​​direkte og inverse trigonometriske funktioner, udføre alle aritmetiske operationer; den mest bekvemme "Elektronik" BZ-34); i mangel af en mikroberegner, kan du bruge matematiske tabeller eller specielle tabeller "Højder og azimuts af armaturer" ("VAS-58"), udgivet af Hoveddirektoratet for Navigation og Oceanografi;
• den marine astronomiske årbog (MAE) eller anden manual til beregning af stjernernes koordinater.

Den udbredte brug af elektroniske ure, transistorradioer og mikroberegnere gjorde brugen af ​​astronomiske navigationsmetoder tilgængelig for den bredeste kreds af mennesker uden særlig navigationsuddannelse. Det er ikke tilfældigt, at der har været en kontinuerlig stigning i efterspørgslen efter marine astronomiske årbøger; dette tjener som det bedste bevis på populariteten af ​​astronavigation blandt alle kategorier af søfolk og først og fremmest blandt amatørsejlere.

I mangel på nogen af ​​de ovennævnte midler til astronavigation på skibet forbliver selve muligheden for astronavigationsorientering, men dens nøjagtighed falder (forbliver dog ganske tilfredsstillende for mange tilfælde af sejlads på en yacht). Nogle af værktøjerne og computerfaciliteterne er i øvrigt så enkle, at de kan laves på egen hånd.

Astronavigation er ikke kun en videnskab, men også en kunst - kunsten at observere lyskilder under havforhold og udføre beregninger uden fejl. Lad ikke de indledende tilbageslag skuffe dig: Med lidt tålmodighed og de færdigheder, du har brug for, vil du have stor tilfredshed med kunsten at sejle uden for kysternes syne.

Alle metoderne til astronavigation, som du vil lære, er gentagne gange blevet testet i praksis, de har allerede tjent sejlere i de mest kritiske situationer mere end én gang. Udsæt ikke deres udvikling "til senere", mestrer dem som forberedelse til svømning; vandringens succes afgøres på kysten!

Astronavigation er, som al astronomi, en observationsvidenskab. Dens love og metoder er afledt af observationer af stjernernes tilsyneladende bevægelse, fra forholdet mellem observatørens geografiske placering og de synlige retninger til stjernerne. Derfor vil vi begynde studiet af astronavigation med observationer af stjernerne - vi vil lære at identificere dem; undervejs, lad os sætte os ind i principperne for sfærisk astronomi, som vi har brug for i fremtiden.

Himmelske vartegn

1. Navigationsstjerner... Om natten, med en klar himmel, observerer vi tusindvis af stjerner, men i princippet kan hver af dem identificeres baseret på dens placering i en gruppe af nabostjerner - dens synlige position i stjernebilledet, på dens tilsyneladende lysstyrke (lysstyrke) og farve.

Til at navigere i havet bruges kun de klareste stjerner, de kaldes navigationsstjerner. De mest almindeligt observerede navigationsstjerner er anført i tabel. 1; et komplet katalog over nautiske stjerner er tilgængeligt i MAJ.

Billedet af stjernehimlen er ikke det samme i forskellige geografiske områder, på forskellige årstider og på forskellige tidspunkter af dagen.

Når du starter en uafhængig søgning efter navigationsstjerner på Jordens nordlige halvkugle, skal du bruge kompasset til at bestemme retningen til det nordlige punkt i horisonten (angivet med bogstavet N i fig. 2). Over dette punkt, i en vinkelafstand svarende til den geografiske breddegrad af dit sted ?, er polarstjernen - den klareste blandt stjernerne i Ursa Minor-stjernebilledet, som danner figuren af ​​en spand med et buet håndtag (Small Dipper). Polar er betegnet med det græske bogstav "alfa" og kaldes? Ursa Minor; I flere århundreder er det blevet brugt af søfolk som det vigtigste navigationsreferencepunkt. I mangel af et kompas kan retningen mod nord let defineres som retningen til Polar.

Som en skala til groft at måle vinkelafstande på himmelhvælvingen kan du bruge vinklen mellem retninger fra dit øje til spidserne af tommelfingeren og pegefingeren på en udstrakt hånd (fig. 2); det er omkring 20°.

En stjernes tilsyneladende lysstyrke er kendetegnet ved et betinget tal, som kaldes størrelse og er angivet med bogstavet m... Størrelsesskalaen er:

Skinne m= 0 har den klareste stjerne på den nordlige stjernehimmel, Vega (? Lyrae), observeret om sommeren. Stjerner af første størrelsesorden - med glans m= 1 2,5 gange svagere i lysstyrke end Vega. Polaris har en størrelse på ca m= 2; det betyder, at dens lysstyrke er omkring 2,5 gange svagere end lysstyrken af ​​stjerner af første størrelsesorden, eller 2,5 X 2,5 = 6,25 gange svagere end Vegas lysstyrke osv. Det blotte øje kan kun observere stjerner, der er lysere m < 5.

Størrelserne er vist i tabel. 1; der er også stjernernes farve angivet. Man skal dog huske på, at farve opfattes af mennesker subjektivt; desuden, når man nærmer sig horisonten, svækkes stjernernes lysstyrke mærkbart, og deres farve skifter til den røde side (på grund af absorptionen af ​​lys i jordens atmosfære). Ved mindre end 5 ° over horisonten forsvinder de fleste stjerner helt ud af syne.

Jordens atmosfære observeres af os i form af himmelhvælvingen (fig. 3), fladtrykt over hovedet. Under havforhold om natten synes afstanden til horisonten at være omkring dobbelt så stor som afstanden til det overliggende zenitpunkt Z (fra den arabiske zamt - op). I løbet af dagen kan den tilsyneladende udfladning af himlen øges med halvanden til to gange, afhængigt af overskyethed og tidspunkt på dagen.

På grund af de meget store afstande til himmellegemerne forekommer de for os at være lige langt og placeret på himmelhvælvingen. Af samme grund ændres stjernernes relative position på himlen meget langsomt – vores stjernehimmel er ikke meget forskellig fra stjernehimlen i det antikke Grækenland. Kun de himmellegemer, der er tættest på os - Solen, planeterne, Månen - bevæger sig mærkbart i stjernebilledernes foyer - figurer dannet af grupper af indbyrdes ubevægelige stjerner.

Affladningen af ​​himlen fører til en forvrængning af øjeestimatet af størrelsen af ​​den tilsyneladende højde af armaturet - den lodrette vinkel h mellem retningen til horisonten og retningen til armaturet. Disse forvrængninger er især store i lave højder. Så endnu en gang bemærker vi: Stjernens observerede højde er altid større end dens sande højde.

Retningen til den observerede armatur bestemmes af dens sande pejling IP - vinklen i horisontplanet mellem retningen mod nord og pejlingslinjen for armaturets OD, som opnås ved skæringen af ​​det lodrette plan, der passerer gennem armaturet og horisontplanet. PI af belysningen måles fra nordpunktet langs horisontbuen mod østpunktet inden for 0 ° -360 °. Den sande pejling af Polar er 0° med en fejl på højst 2°.

Efter at have identificeret Polaris, find på himlen stjernebilledet Ursa Major (se fig. 2), som nogle gange kaldes Big Dipper: det er placeret i en afstand af 30 ° -40 fra Polaris, og alle stjernerne i dette stjernebillede er navigationsmæssige . Hvis du har lært at identificere den med sikkerhed, vil du være i stand til at finde Polaris uden hjælp af et kompas - den er placeret i retningen fra stjernen Merak (se tabel 1) til stjernen Dubhe i en afstand svarende til 5 afstande mellem disse stjerner. Stjernebilledet Cassiopeia med navigationsstjernerne Kaff (?) Og Shedar (?) er placeret symmetrisk i forhold til Ursa Major (i forhold til polaren). I havene, der vasker USSR's kyster, er alle de konstellationer, vi har nævnt, synlige over horisonten om natten.

Efter at have fundet Ursa Major og Cassiopeia er det let at identificere andre stjernebilleder og navigationsstjerner i nærheden af ​​dem, hvis du bruger et kort over stjernehimlen (se fig. 5). Det er nyttigt at vide, at buen på himlen mellem stjernerne Dubhe og Benetnash er cirka 25 °, men mellem stjernerne? og? Cassiopeia - omkring 15 °; disse buer kan også bruges som en skala til groft at estimere vinkelafstande på himlen.

Som et resultat af Jordens rotation omkring sin akse observerer vi himmelhvælvingens synlige rotation mod vest omkring retningen til Polar; hver time roterer stjernehimlen med 1t = 15 °, hvert minut med 1m = 15 ", og om dagen med 24t = 360 °.

2. Solens årlige bevægelse på himlen og sæsonbestemte ændringer i stjernehimlens udseende... I løbet af året foretager Jorden en hel omdrejning omkring Solen i det ydre rum. Retningen fra den bevægende jord til solen er af denne grund i konstant forandring; Solen beskriver den stiplede kurve vist på stjernekortet (se fanen), som kaldes ekliptika.

Solens synlige sted foretager sin egen årlige bevægelse langs ekliptikken i modsat retning af stjernehimlens synlige daglige rotation. Hastigheden af ​​denne årlige bevægelse er lille og er lig med 4 / dag (eller 4 m / dag). I forskellige måneder passerer Solen gennem forskellige konstellationer og danner et stjernetegn bælte på himlen ("cirklen af ​​dyr"). Så i marts observeres Solen i stjernebilledet Fiskene og derefter successivt i stjernebillederne Vædderen, Tyren, Tvillingerne, Kræften, Løven, Jomfruen, Vægten, Skorpionen, Skytten, Stenbukken, Vandmanden.

Stjernebilleder placeret på samme halvkugle med Solen oplyses af den og er ikke synlige i løbet af dagen. Ved midnat i syd er stjernebilleder synlige, der er 180° = 12 timer fra Solens sted på en given kalenderdato.

Kombinationen af ​​stjernernes hurtige synlige daglige bevægelse og Solens langsomme årlige bevægelse fører til, at billedet af stjernehimlen observeret i dag i øjeblikket vil være synligt i morgen 4 m tidligere, om 15 dage - pr.

tidligere, efter en måned - 2 timer tidligere osv.

3. Belysningens geografiske og synlige sted. Stjerne kort. Stjerneklode... Vores Jord er sfærisk; nu er dette tydeligt bevist af hendes billeder taget af rumstationer.

I navigation menes det, at Jorden har form som en almindelig bold, på hvis overflade yachtens plads bestemmes af to geografiske koordinater:
Geografisk breddegrad? (Fig. 4) - vinklen mellem planet for jordens ækvator lign og retningen af ​​lodlinjen (tyngdekraftens retning) ved observationspunktet O. Denne vinkel måles ved buen af ​​den geografiske meridian af observatørens sted (kort sagt - den lokale meridian) eO fra ækvatorialplanet mod jordens nærmeste pol til observationsstedet inden for 0 ° -90 °. Breddegrad kan være nord (positiv) eller syd (negativ). I fig. 4 er breddegraden for sted O lig? = 43 ° N. Breddegrad definerer positionen af ​​den geografiske parallel - en lille cirkel parallel med ækvator.

Geografisk længdegrad? - vinklen mellem planerne for den oprindelige geografiske meridian (ifølge international aftale passerer den gennem Greenwich Observatory i England - D i fig. 4) og planet for observatørens lokale meridian. Denne vinkel måles af buen af ​​jordens ækvator egre mod øst (eller vest) i området 0 ° -180 °. I fig. 4 er stedets længdegrad? = 70 ° Ost. Længdegrad bestemmer placeringen af ​​den lokale meridian.

Retningen af ​​den lokale meridian ved observationspunktet O bestemmes af retningen af ​​solens skygge ved middagstid fra en lodret installeret pæl; ved middagstid har denne skygge den korteste længde, på en vandret platform danner den middagslinien N-S (se fig. 3). Enhver lokal meridian passerer gennem de geografiske poler Pn og Ps, og dens plan passerer gennem Jordens rotationsakse PnPs og lodlinjen OZ.

En lysstråle fra en fjern lyskilde * kommer til jordens centrum i retningen * C og krydser jordens overflade på et tidspunkt ?. Lad os forestille os, at en hjælpekugle (himmelkugle) beskrives fra Jordens centrum med en vilkårlig radius. Den samme stråle vil krydse himmelsfæren på et punkt?" - armaturets synlige sted på kuglen. Fig. 4. kan det ses, at positionen af ​​GMR bestemmes af den geografiske brisling?* Og den geografiske længdegrad?*.

På samme måde bestemmes placeringen af ​​det synlige sted for belysningen på himmelsfæren:

• meridianbuen HMS?* er lig med buen? den himmelske meridian, der passerer gennem stjernens synlige sted; denne koordinat på kuglen kaldes stjernens deklination, den måles på samme måde som breddegrad;
• buen af ​​jordens ækvator?* er lig med buen tgr for den himmelske ækvator; på kuglen kaldes denne koordinat for Greenwich-timevinklen, den måles på samme måde som længdegrad eller, i cirkulær optælling, altid mod vest, i området fra 0 ° til 360 °.

Koordinater? og tgr kaldes ækvatorial; deres identitet med geografiske er endnu mere synlig, hvis vi antager, at i fig. 4 vil radius af himmelkuglen være lig med radius af kloden.

Placeringen af ​​meridianen for stjernens synlige sted på himmelkuglen kan bestemmes ikke kun i forhold til den himmelske Greenwich-meridian. Lad os tage som referencepunkt punktet på den himmelske ækvator, hvor Solen er synlig den 21. marts. På denne dag begynder foråret for Jordens nordlige halvkugle, dag er lig med nat; det nævnte punkt kaldes forårspunktet (eller Vædderens spids) og betegnes med tegnet Vædderen -?, som vist på stjernekortet.

Ækvatorbuen fra punktet forår til meridianen for lyskildens tilsyneladende sted, tællet i retning af stjernernes tilsyneladende daglige bevægelse fra 0 ° til 360 °, kaldes stjernevinklen (eller stjernekomplement) og er angivet? *.

Ækvatorbuen fra punktet forår til meridianen for lyskildens tilsyneladende sted, regnet i retning af Solens egen årlige bevægelse langs himmelsfæren, kaldes ret opstigning? (i fig. 5 er det angivet i timemål, og stjernevinklen - i grader). Koordinaterne for navigationsstjernerne er vist i tabel. 1; det er indlysende, at ved at vide? °, kan du altid finde

og omvendt.

Den himmelske ækvators bue fra den lokale meridian (dets middagsdel PnZEPs) til lysets meridian kaldes den lokale timevinkel til armaturerne, betegnet med t. Fig. 4 kan det ses, at t altid adskiller sig fra tgr ved værdien af ​​længdegraden af ​​observatørens sted:

i dette tilfælde tilføjes østlig længde, og vestlig længde trækkes fra, hvis tgr tages på en round-robin måde.

På grund af armaturernes tilsyneladende daglige bevægelser, ændres deres vinkler hver time konstant. Af denne grund ændrer stjernevinklerne sig ikke, da deres oprindelse (punktet for foråret) roterer med himmelhvælvingen.

Springpunktets lokale timevinkel kaldes siderisk tid; det er altid målt mod vest fra 0 ° til 360 °. Okulært kan det bestemmes af positionen på himmelhvælvingen af ​​stjernen Kuffs (? Cassiopeia) meridian i forhold til den lokale himmelmeridian. Fig. 5 viser, at der altid er

Øv øjenbestemmelse af ækvatorialkoordinater? og t lysene du iagttager på himmelhvælvingen. For at gøre dette skal du bestemme nordpunktets position i horisonten langs Polyarnaya (fig. 2 og 3), og derefter finde sydpunktet. Beregn komplementet af breddegraden på dit websted? = 90 ° -? (for eksempel i Odessa? = 44 °, og i Leningrad? = 30 °). Middagspunktet for ækvator E er placeret over punktet Syd i en vinkelafstand lig med?; det er altid udgangspunktet for timevinklen. Ækvator på himlen passerer gennem østpunktet, E-punktet og vestpunktet.

Det er nyttigt at vide, at hvornår N> 90 ° - N, stjernen på Jordens nordlige halvkugle altid bevæger sig over horisonten, hvornår?< 90° - ? оно восходит и заходит, при?S >90 ° -? N, det er ikke observeret.
Stjernekloden er en mekanisk model af himmelsfæren, som gengiver synet af stjernehimlen og alle de koordinater, der er betragtet ovenfor (fig. 6). Denne navigationsenhed er meget nyttig til lange rejser: den kan bruges til at løse alle problemer med astronavigationsorientering (med vinkelfejlen i løsningsresultaterne ikke mere end 1,5-2 ° eller med en fejl i tid på ikke mere end 6-8 minutter Før arbejdet er kloden sat i breddegrad observationssteder (vist i fig. 6) og i henhold til den lokale sideriske tid t. Reglerne for beregning af hvilken for observationsperioden vil blive forklaret nedenfor.

Hvis det ønskes, kan en forenklet stjerneklode fremstilles af en skoleklode, hvis synlige steder med stjerner påføres overfladen, styret af bordet. Jeg og et kort over stjernehimlen. Nøjagtigheden af ​​at løse problemer på en sådan klode vil være noget lavere, men tilstrækkelig til mange tilfælde af orientering i yachtens bevægelsesretning. Bemærk også, at stjernekortet giver et direkte billede af stjernebillederne (som observatøren ser dem), og deres omvendte billeder er synlige på stjernekloden.

Identifikation af navigationsstjerner

Af det utallige antal stjerner er kun omkring 600 let at observere med det blotte øje, vist på stjernekortet i Maritime Astronomical Yearbook. Dette kort giver et generelt billede af, hvad en navigatør generelt kan observere på den mørke nattehimmel. For at besvare spørgsmålet om, hvor og hvordan man skal lede efter bestemte navigationsstjerner i et bestemt geografisk område, bruges de sæsonbestemte skemaer af stjernehimlen, der er angivet nedenfor (fig. 1-4): de dækker udsigten til stjernehimlen for alle havene i landet og er kompileret på grundlag af MAE-stjernekortet; de viser positionen og egennavnene på alle 40 nautiske stjerner nævnt i tabellen i den foregående skitse.

Hvert skema svarer til aftenobservationer på et bestemt tidspunkt af året: om foråret (fig. 1), sommer (fig. 2), efterår (fig. 3) og vinter (fig. 4), eller - morgenobservationer om foråret (fig. 2), om sommeren (fig. 3), om efteråret (fig. 4) og vinteren (fig. 1). Hver sæsonordning kan bruges på andre tidspunkter af året, men på forskellige tidspunkter af dagen.

For at vælge en sæsonbestemt ordning, der passer til det planlagte observationstidspunkt, anvendes tabel 1. 1. Du skal indtaste denne tabel i henhold til kalenderdatoen for observationer, der er tættest på din planlagte dato og den såkaldte "meridian" tid på dagen TM.

Meridiantiden med en tilladt fejl på højst en halv time kan simpelthen opnås ved at reducere vintertiden, der er vedtaget i USSR siden 1981, med 1 time og sommertid med 2 timer. Reglerne for beregning af T-søforhold i henhold til den sejltid, der er vedtaget om bord på yachten, er forklaret i eksemplet nedenfor. I de to nederste rækker af tabellen, for hver sæsonbestemt ordning, er den tilsvarende sideriske tid tM og størrelsen af ​​den sideriske vinkel ΔK angivet i henhold til MAE-stjernekortskalaerne; disse værdier giver dig mulighed for at bestemme, hvilken af ​​meridianerne på stjernekortet på det planlagte tidspunkt for observation falder sammen med meridianen for din geografiske placering.

Under den indledende beherskelse af reglerne for identifikation af navigationsstjerner er det nødvendigt at forberede sig på observationer på forhånd; både himmelkortet og sæsonordningen bruges. Orientering af stjernekortet på jorden; fra punktet syd på horisonten på himlen mod verdens nordpol vil den meridian af det ækvatoriale stjernekort blive placeret, som er digitaliseret med værdien af ​​tM, det vil sige for vores sæsonbestemte ordninger - 12H, 18H, 0 (24) H og 6H. Denne meridian er vist med den stiplede linje i sæsondiagrammer. Halvbredden af ​​hver af skemaerne er ca. 90 ° = 6H; derfor, i timer senere, på grund af stjernehimlens rotation mod vest, vil den stiplede meridian skifte til venstre kant af diagrammet, og dets centrale konstellationer - til højre.

Ækvatorkortet dækker stjernehimlen mellem parallellerne 60 ° N og 60 ° S, men ikke alle stjernerne vist på det vil nødvendigvis være synlige i dit område. Overhead, nær zenit, kan man se de stjernebilleder, hvor stjernernes deklination er tæt på stedets breddegrad (og er "af samme navn" med den). For eksempel i breddegrad? = 60 ° N ved tM = 12H over hovedet er stjernebilledet Ursa Major. Yderligere, som allerede forklaret i det første essay, kan det hævdes, at kl. = 60 ° N stjerner placeret syd for parallellen med deklination vil aldrig blive set? = 30 ° S osv.

For en observatør på nordlige breddegrader viser det ækvatoriale stjernekort hovedsageligt de konstellationer, der observeres på den sydlige halvdel af himlen. For at tydeliggøre stjernebilledernes synlighed i den nordlige halvdel af himlen bruges det nordlige polarkort, der dækker området skitseret fra verdens nordpol med en radius på 60 °. Med andre ord overlapper det nordlige polarkort ækvatorialkortet i et bredt bælte mellem parallellerne 30 ° N og 60 ° N. 1 størrelsesorden?, Placer over dit hoved, så det falder sammen med retningen fra zenit til verdens nordpol.

Synsfeltet for menneskelige øjne er omtrent lig med 120-150 °, så hvis du ser på Polar, så vil alle stjernebillederne på det nordlige polarkort være i synsfeltet. Er disse nordlige konstellationer altid synlige over horisonten, hvis stjerner har deklination? > 90 ° -? og "af samme navn" med breddegrad. For eksempel på breddegrad? = 45 ° N ikke-indsættende stjerner er dem med deklination større end? = 45 ° N, og på breddegrad? = 60 ° N - de stjerner med? > 30° N. osv.

Husk på, at alle stjernerne på himlen har samme størrelse - de er synlige som lysende punkter og adskiller sig kun i lysstyrke og farveskygge. Størrelsen af ​​cirklerne på stjernekortet angiver ikke den tilsyneladende størrelse af stjernen på himlen, men den relative styrke af dens lysstyrke - størrelsen. Derudover er billedet af stjernebilledet altid noget forvrænget, når himmelkuglens overflade udvides til kortets plan. Af disse grunde er synet af stjernebilledet på himlen noget anderledes end synet på kortet, men det skaber ikke væsentlige vanskeligheder med at identificere stjernerne.

At lære at identificere navigationsstjerner er ikke svært. For at sejle under din ferie er det nok at kende placeringen af ​​et dusin konstellationer og navigationsstjernerne inkluderet i dem fra dem, der er angivet i tabellen. 1 første essay. To til tre nattræning før trek vil give dig selvtillid til at navigere i stjernerne på havet.

Forsøg ikke at identificere konstellationer ved at lede efter figurer af mytiske helte eller dyr, der matcher deres fristende klingende navne. Man kan selvfølgelig gætte på, at de nordlige dyrs stjernebilleder - Ursa Major og Ursa Minor - oftest skal søges i retningen mod nord, og stjernebilledet af den sydlige Skorpion - i den sydlige halvdel af himlen. Men det faktisk observerede syn på de samme nordlige konstellationer - "bjørne" formidles bedre af de velkendte vers:

To bjørne griner:
- Snydte disse stjerner dig?
De kaldes ved vores navn,
Og de ligner pander.

Når du identificerer stjerner, er det mere bekvemt at kalde den store bjørn for den store bjørn, hvilket vi vil gøre. De, der ønsker at kende detaljerne i stjernebillederne og deres navne, henvises til den fremragende "stjerneklare primer" af G. Rey og den interessante bog af Yu. A. Karpenko.

For navigatøren kan en praktisk guide til stjernehimlen være diagrammer - pointere af navigationsstjerner (fig. 1-4), der viser placeringen af ​​disse stjerner, der relativt let kan identificeres fra stjernekortene for flere referencekonstellationer.

Hovedreferencekonstellationen er Big Dipper, hvis spand i vores have altid er synlig over horisonten (på en breddegrad på mere end 40 ° N) og er let genkendelig selv uden et kort. Lad os huske de rigtige navne på Big Dipper-stjernerne (fig. 1):? - Dubhe,? - Merak,? - Fekda,? - Megats,? - Aliot,? - Mizar,? - Benetnash. Du kender allerede de syv navigationsstjerner!

I retning af Merak - Dubkhe-linjen, i en afstand på omkring 30 °, er Polar, som vi allerede ved, placeret - enden af ​​håndtaget på Ursa Minor's spand, i bunden af ​​hvilken Kokhab er synlig.

På linjen Megrets - Polyarnaya og i samme afstand fra Polyarnaya kan man se "jomfrukisten" af Cassiopeia og hendes stjerner Kaff og Shedar.

I retning af Fekda - Megrets og i en afstand på omkring 30 ° finder vi stjernen Deneb, der ligger i halen af ​​stjernebilledet Cygnus - en af ​​de få, der i det mindste til en vis grad svarer i konfiguration til dens navn.

I retning af Fekda - Aliot, i et område fjernet med omkring 60 °, er den klareste nordlige stjerne synlig - den blå skønhed Vega (en Lyra).

I retning af Mizar - Polar og i en afstand på omkring 50 ° -60 ° fra polen er stjernebilledet Andromeda placeret - en kæde af tre stjerner: Alferraz, Mirah, Alamak med samme lysstyrke.

I retning af Mirah - Alamak er Mirfak (? Perseus) synlig i samme afstand.

I retning af Megrets - Dubhe, i en afstand på omkring 50 °, kan man se den femkantede skål af Aurigae og en af ​​de klareste stjerner - Capella.

Således har vi fundet næsten alle navigationsstjerner, der er synlige på den nordlige halvdel af vores himmel. Ved at bruge fig. 1, er det værd at øve sig på at lede efter nautiske stjerner først på stjernekort. Hold ris, når du træner på jorden. 1 "på hovedet", der peger med * til punkt N.

Lad os gå videre til at betragte navigationsstjernerne i den sydlige halvdel af forårshimlen i samme Fig. 1.

Langs vinkelret på bunden af ​​Big Dipper, i en afstand på omkring 50 °, er stjernebilledet Løven placeret, i den forpote, som Regulus er placeret på, og på spidsen af ​​halen - Denebola For nogle iagttagere er denne konstellation ligner ikke en løve, men et jern med bøjet håndtag. Stjernebilledet Jomfruen og stjernen Spica er placeret i retning af Løvens hale. Syd for stjernebilledet Løven i et område, der er fattigt på stjerner ved ækvator, vil en svag Alphard (en Hydra) kunne mærkes.

På Megrets - Merak-linjen, i en afstand på omkring 50 °, er stjernebilledet Gemini synlig - to lyse stjerner Castor og Pollux. På samme meridian som dem og tættere på ækvator ses en lyse Procyon (? Lesser Dog).

Når vi bevæger vores blik langs bøjningen af ​​håndtaget på Big Dipper, vil vi i en afstand på omkring 30 ° se en lys orange Arcturus (? Bootes er et stjernebillede, der ligner en faldskærm over Arcturus). Ved siden af ​​denne faldskærm ses en lille og dunkel skål af Northern Crown, hvor Alfacca skiller sig ud,

Fortsætter vi retningen af ​​den samme bøjning af håndtaget på Big Dipper, ikke langt fra horisonten, vil vi finde Antares - et lyst rødligt øje af stjernebilledet Skorpionen.

En sommeraften (fig. 2) på den østlige side af himlen ses tydeligt "sommertrekanten" dannet af de klare stjerner Vega, Deneb og Altair (? Orla). Ørnens stjernebillede i form af en diamant er let at finde i retning af Cygnus-flyvningen. Mellem Eagle og Bootes er der en svag stjerne Ras Alhage fra stjernebilledet Ophiuchus.

På efterårsaftener i syd er der en "Pegasus Square" dannet af den allerede betragtede stjerne Alferraz og tre stjerner fra stjernebilledet Pegasus: Markab, Sheat, Algenib. Pegasus-pladsen (fig. 3) kan nemt findes på Polyarnaya - Kaff-linjen i en afstand på omkring 50° fra Cassiopeia. Med hensyn til Pegasus-pladsen er det let at finde stjernebillederne Andromeda, Perseus og Auriga mod øst, og stjernebilledet "sommertrekanten" mod vest.

Syd for Pegasus-pladsen nær horisonten kan du se Difda (? Kita) og Fomalhout - "the mouth of the Southern Fish", som Keith har tænkt sig at sluge.

På linjen Markab - Algeinb, i en afstand på omkring 60 °, er lysende Aldebaran (? Tyren) synlig i karakteristiske "stænk" af små stjerner. Hamal (? Vædderen) ligger mellem stjernebillederne Pegasus og Tyren.

På den sydlige halvdel af vinterhimlen, rig på klare stjerner (fig. 4), er det let at navigere i forhold til det smukkeste stjernebillede Orion, som genkendes uden kort. Stjernebilledet Auriga er placeret midt mellem Orion og Polar. Stjernebilledet Tyren er placeret på fortsættelsen af ​​Orion-bæltets bue (dannet af de "tre søstre" stjerner ?,?,? Orion) i en afstand på omkring 20 °. På den sydlige fortsættelse af den samme bue, i en afstand på omkring 15 °, skinner den klareste stjerne, Sirius (? Canis Major). Hen imod? -? Orion i en afstand på 20 ° observeres af Portion.

I stjernebilledet Orion er navigationsstjernerne Betelgeuse og Rigel.

Det skal huskes, at stjernebilledernes udseende kan forvrænges af planeterne, der optræder i dem - "vandrende stjerner". Planeternes position på stjernehimlen i 1982 er angivet i tabellen nedenfor. 2 Så efter at have studeret denne tabel, vil vi fastslå, at for eksempel i maj vil Venus ikke være synlig om aftenen, Mars og Saturn vil forvrænge synet af stjernebilledet Jomfruen og ikke langt fra dem i stjernebilledet Vægten, en meget lysstærk Jupiter vil være synlig (sjældent observeret "parade af planeter"). Oplysninger om planeternes synlige steder gives for hvert år i MAJ og Nauka Publishing Houses astronomiske kalender. De skal plottes på et stjernekort som forberedelse til en kampagne, ved at bruge de rigtige opstigninger og deklinationer af planeterne fra observationsdatoen angivet i disse manualer.

De givne sæsondiagrammer - pointere af navigationsstjerner (fig. 1-4) er mest bekvemme til arbejde i skumringen, når horisonten og kun de klareste stjerner er tydeligt synlige. Konstellationskonfigurationerne afbildet på himmelkort kan kun detekteres efter indtræden af ​​fuldstændigt mørke.

Søgningen efter navigationsstjerner bør være meningsfuld, synet på stjernebilledet bør læres at opfatte som en helhed - som et billede, et billede. En person genkender hurtigt og nemt, hvad han har til hensigt at se. Derfor skal man som forberedelse til svømning studere stjernekortet på samme måde, som en turist studerer ruten for at gå gennem en ukendt by på kortet.

Når du tager afsted til observation, skal du tage et stjernekort og en indikator for nautiske stjerner med dig samt en lommelygte (det er bedre at dække glasset med rød neglelak). Et kompas vil være nyttigt, men du kan undvære det ved at bestemme retningen mod nord langs Polar. Tænk på, hvad der vil tjene som en "skala" til at estimere vinkelafstande på himlen. I den vinkel, som objektet holdt i den udstrakte hånd og vinkelret på det er synligt, indeholder lige så mange grader som højden af ​​dette objekt i centimeter. På himlen er afstanden mellem stjernerne Dubhe og Megrets 10 °, mellem stjernerne Dubhe og Benetnash - 25 °, mellem de ekstreme stjerner Cassiopeia - 15 °, den østlige side af Pegasus Square er 15 °, mellem Rigel og Betelgeuse - omkring 20°.

Tager du ud til området til aftalt tid - orienter dig i retningerne mod nord, øst, syd og vest. Find jeg identificerer stjernebilledet, der passerer over dit hoved - gennem zenit eller i nærheden af ​​det. Snap til terrænet for sæsonskemaet og ækvatorialkortet - langs punktet S og retningen af ​​den lokale himmelmeridian, vinkelret på horisontlinjen ved punkt S; bind nordpolarkortet til terrænet - langs ZP-linjen. Find referencestjernebilledet Ursa Major (Pegasus Square eller Orion), og øv dig i at identificere navigationsstjernerne. I dette tilfælde skal man huske på forvrængningerne af værdierne af de visuelt observerede højder af armaturerne på grund af himlens udfladning, om forvrængningerne af stjernernes farve i lave højder, om den tilsyneladende stigning i størrelsen af stjernebillederne nær horisonten og aftager, når de nærmer sig zenit, om ændringen i positionen af ​​stjernebilledernes figurer i løbet af natten i forhold til den synlige horisont fra - for himlens rotation.

B. Et eksempel på beregning af meridiantiden og valg af et årstidsskema for stjernehimlen

Den 8. maj 1982, i Østersøen (breddegrad? = 59,5 ° N; længdegrad? = 24,8 ° Ost, er observationer af stjernehimlen planlagt på tidspunktet TC = 00H30M i henhold til standard (sommer Moskva) tid.

På kysten kan man tage TM svarende til sommer, reduceret med 2 timer. I vores eksempel:

I alle tilfælde, når standardobservationstiden for TS er mindre end NС, før subtraktionen udføres, skal TS øges med 24H; i dette tilfælde vil verdensdatoen være mindre end den lokale én efter én. Hvis det viser sig, at Tgr efter at have fuldført tilføjelsen viste sig at være mere end 24H, skal du kassere 24H og øge datoen for resultatet med en. Samme regel gælder ved beregning af TM ved Ggr og?.

Valget af sæsonordningen og dens orientering

Lokal dato 7. maj og tidspunktet TM = 22CH09M ifølge tabel. 1 sæsonordningen i fig. 1. Men dette skema er bygget til TM = 21H den 7. maj, og vi vil udføre observationer ved 1H09M senere (i grad 69M: 4M = 17 °). Derfor vil den lokale meridian (linje S - PN) være placeret til venstre for den centrale meridian af diagrammet med 17 ° (hvis vi ikke havde observeret senere, men tidligere, ville den lokale meridian være flyttet til højre).

I vores eksempel vil stjernebilledet Jomfruen passere gennem den lokale meridian over sydpunktet og stjernebilledet Ursa Major nær zenit, og Cassiopeia vil være placeret ved nordpunktet (se stjernekortet for t? = 13H09M og? K = 163 °).

For at identificere navigationsstjerner vil orienteringen i forhold til Big Dipper tjene (fig. 1).

Laboratoriearbejde nr. 15

BESTEMMELSE AF LÆNGDEN AF KOMETHALER

formålet med arbejdet- ved eksemplet med at beregne længden af ​​komethaler, gør dig bekendt med trianguleringsmetoden.

Enheder og tilbehør

Bevægeligt kort over stjernehimlen, fotografier af en komet og solskiven, en lineal.

Kort teori

Det er kendt, at målinger generelt, som en sammenligning af den målte mængde med en eller anden standard, er opdelt i direkte og indirekte. Desuden, hvis det er muligt at måle mængden af ​​interesse ved begge metoder, er direkte målinger som regel at foretrække. Det er dog ved måling af store afstande, at brugen af ​​direkte metoder er vanskelig, og nogle gange endda umulig. Ovenstående ræsonnement bliver tydeligt, hvis vi husker, at vi ikke kun kan tale om målinger af store længder på jordens overflade, men også om at estimere afstande til rumobjekter.

Der findes et betydeligt antal indirekte metoder til at estimere store afstande (radio- og fotolokalisering, triangulering osv.). I dette papir overvejes en astronomisk metode, ved hjælp af hvilken det er muligt at bestemme størrelsen af ​​kometen Donatis tre haler ud fra et fotografi.

For at bestemme længden af ​​komethaler bruges den allerede kendte trianguleringsmetode under hensyntagen til viden om den vandrette parallakse af det observerede himmelobjekt.

Den vandrette parallakse er den vinkel (fig. 1), hvor Jordens gennemsnitlige radius er synlig fra et himmellegeme.

Hvis denne vinkel og radius af Jorden er kendt (R Fig. 1), kan vi estimere afstanden til himmellegemet L o. Den vandrette parallakse estimeres ved hjælp af præcise instrumenter for en kvart dag af Jordens rotation omkring sin akse, idet der tages højde for, at himmellegemer kan projiceres ind på himmelsfæren.

Følgelig kan vinkeldimensionerne af kometens haler og hoved bestemmes. Til dette bruges et kort over stjernehimlen, under hensyntagen til koordinaterne for stjernerne i de kendte konstellationer (deklination og højre opstigning).

Hvis afstanden til et himmellegeme bestemmes ud fra den kendte parallakse, så kan størrelserne af halerne beregnes ved at løse det omvendte problem med parallakseforskydning.

Efter at have bestemt vinklen α, kan vi bestemme dimensionerne af objektet AB:

(vinkel α udtrykt i radianer)

Med dette i betragtning er det nødvendigt at indtaste skalaen, som giver os et fotografisk billede af et himmelobjekt. For at gøre dette skal du vælge to stjerner (mindst) på fotografiet af en kendt konstellation. Det er ønskeligt, at de er placeret på den første himmelmeridian. Så kan vinkelafstanden mellem dem estimeres ud fra forskellen i deres deklination.

(αˊ er vinkelafstanden mellem to stjerner)

Vi finder stjernernes deklination ved hjælp af et bevægeligt kort over stjernehimlen eller fra et atlas. Derefter, ved at måle dimensionerne af en sektion af stjernehimlen ved hjælp af en lineal eller skydelære (målemikroskop), bestemmer vi den lineære koefficient for fotografierne, som vil være lig med:

α 1 er den lineære-vinkelkoefficient for det givne billede, og [mm] bestemmes ud fra fotografiet.

Derefter måler vi de lineære dimensioner af himmellegemet og bestemmer vinkeldimensionerne gennem γ:

(a "er de lineære dimensioner af en separat del af himmellegemet).

Som et resultat kan du estimere objektets sande dimensioner:.

1. Bestem de lineære dimensioner af kometen Donatis tre haler ud fra fotografiet. Vandret parallakse p = 23 ".

3. Skøn, med hvilken fejl halestørrelserne bestemmes.