Les dimensions angulaires de la queue en fonction des coordonnées des étoiles en sont un exemple. Comment déterminer la position des étoiles dans la sphère céleste

Cahier de réponses sur l'astronomie niveau 11 pour la leçon numéro 16 (cahier d'exercices) - Les petits corps du système solaire

1. Complétez les phrases.

Les planètes naines sont une classe distincte d'objets célestes.
Les planètes naines sont des objets en orbite autour d'une étoile qui ne sont pas des satellites.

2. Les planètes naines sont (soulignez le nécessaire) : Pluton, Cérès, Charon, Vesta, Sedna.

3. Remplissez le tableau : décrivez les particularités des petits corps du système solaire.

Caractéristiques	Astéroïdes	Comètes	Météorites
Vues dans le ciel	Objet en forme d'étoile	Objet diffus	"Étoile filante"
Orbites	Ceinture principale d'astéroïdes (a ~ 2,8 UA ; P ~ 5 ans) ; Ceinture de Kuiper (a> 30 UA ; P ~ 300 ans)	Comètes à courte période P< 200 лет, долгого периода - P >200 ans ; la forme des orbites - ellipses allongées	Diverse
Taille moyenne	De dizaines de mètres à centaines de kilomètres	Noyau - de 1 km à des dizaines de km; queue ~ 100 millions de km; tête ~ 100 mille km	Des micromètres aux mètres
Composition	Pierreux	Glace avec des particules de pierre, molécules organiques	Fer, pierre, fer-pierre
Origine	Collision de planétésimaux	Vestiges de matière primaire à la périphérie du système solaire	Débris de collisions, vestiges de l'évolution des comètes
Conséquences d'une collision avec la Terre	Explosion, cratère	souffle d'air	Entonnoir sur Terre, parfois une météorite

4. Complétez les phrases.

Option 1.

Le reste d'un corps de météorite qui n'a pas brûlé dans l'atmosphère terrestre et est tombé à la surface de la terre s'appelle une météorite.

La taille de la queue des comètes peut dépasser des millions de kilomètres.

Le noyau de la comète est composé de poussière cosmique, de glace et de composés volatils gelés.

Les corps météorologiques ont fait irruption dans l'atmosphère terrestre à des vitesses de 7 km / s (brûler dans l'atmosphère) et de 20 à 30 km / s (ne pas brûler).

Un radiant est une petite zone du ciel à partir de laquelle les trajectoires apparentes des météores individuels dans une pluie de météores divergent.

Les gros astéroïdes ont leurs propres noms, par exemple : Pallas, Juno, Vesta, Astrea, Hebe, Iris, Flora, Metis, Hygea, Parthenopa, etc.

Option 2.

Un météore très brillant, visible sur Terre comme une boule de feu volant dans le ciel, est une boule de feu.

Les têtes des comètes atteignent la taille du Soleil.

La queue de la comète est composée de gaz raréfié et de minuscules particules.

Les corps météoriques entrant dans l'atmosphère terrestre brillent, s'évaporent et brûlent complètement à des altitudes de 60 à 80 km, des corps météoritiques plus gros peuvent entrer en collision avec la surface.

Des fragments solides de la comète se répartissent progressivement le long de l'orbite de la comète sous la forme d'un nuage allongé le long de l'orbite.

Les orbites de la plupart des astéroïdes du système solaire sont situées entre les orbites de Jupiter et de Mars dans la ceinture d'astéroïdes.

5. Existe-t-il une différence fondamentale dans la nature physique des petits astéroïdes et des grosses météorites ? Argumentez votre réponse.

Un astéroïde ne devient une météorite que lorsqu'il pénètre dans l'atmosphère terrestre.

6. La figure montre le schéma de la rencontre de la Terre avec une pluie de météores. Analysez le dessin et répondez aux questions.

Quelle est l'origine de la pluie de météores (essaim de particules de météores) ?

Une pluie de météores est formée par la désintégration des noyaux cométaires.

Qu'est-ce qui détermine la période de révolution d'une pluie de météores autour du Soleil ?

De la période de révolution de la comète progénitrice, de la perturbation des planètes, la vitesse de l'éjection.

Dans quel cas le plus grand nombre de météores (météores, ou pluie stellaire) sera-t-il observé sur Terre ?

Lorsque la Terre traverse la masse principale des particules de l'essaim de météorites.

Comment s'appellent les pluies de météores ? Nommez-en quelques-uns.

Par la constellation où se trouve le radieux.

7. Dessinez la structure de la comète. Indiquez les éléments suivants : noyau, tête, queue.

8. * Quelle énergie sera libérée lors de l'impact d'une météorite de masse m = 50 kg, qui a une vitesse à la surface de la Terre v = 2 km/s ?

9. Quel est le demi-grand axe de l'orbite de la comète de Halley si sa période orbitale est T = 76 ans ?

10. Calculez la largeur approximative en kilomètres de la pluie de météores des Perséides, sachant qu'elle est observée du 16 juillet au 22 août.

J'utiliserai à nouveau la brochure "Matériel didactique sur l'astronomie" rédigée par G.I. Malakhova et E.K. Straut et publié par la maison d'édition "Prosveshchenie" en 1984. Cette fois, les premières tâches du test final à la page 75 sont en cours de distribution.

Pour visualiser les formules, j'utiliserai le service LATeX2gif, car la bibliothèque jsMath n'est pas capable de dessiner des formules en RSS.

Tâche 1 (Option 1)

État: La nébuleuse planétaire dans la constellation de la Lyre a un diamètre angulaire de 83 et est située à une distance de 660 pc. Quelles sont les dimensions linéaires de la nébuleuse en unités astronomiques ?

Solution: Les paramètres spécifiés dans la condition sont liés les uns aux autres par une relation simple :

1 pc = 206265 AU, respectivement :

Tâche 2 (Option 2)

État: Parallaxe de l'étoile Procyon 0,28 ″. Distance à l'étoile Bételgeuse 652 St. de l'année. Laquelle de ces étoiles et combien de fois est la plus éloignée de nous ?

Solution: La parallaxe et la distance sont liées par une relation simple :

Ensuite, nous trouvons le rapport de D 2 à D 1 et nous obtenons que Bételgeuse est environ 56 fois plus loin que Procyon.

Tâche 3 (Option 3)

État: Combien de fois le diamètre angulaire de Vénus observé depuis la Terre a-t-il changé en raison du déplacement de la planète de la distance minimale au maximum ? Considérez l'orbite de Vénus comme un cercle d'un rayon de 0,7 UA.

Solution: On retrouve le diamètre angulaire de Vénus pour les distances minimale et maximale en unités astronomiques puis leur rapport simple :

Nous obtenons la réponse : diminué de 5,6 fois.

Problème 4 (Option 4)

État: Quelle est la taille angulaire de notre Galaxie (d'un diamètre de 3 × 10 4 pc) un observateur dans la galaxie M 31 (la nébuleuse d'Andromède) à une distance de 6 × 10 5 pc ?

Solution: L'expression reliant les dimensions linéaires de l'objet, sa parallaxe et ses dimensions angulaires est déjà dans la solution du premier problème. Utilisons-le et, en le modifiant légèrement, substituons les valeurs requises à partir de la condition :

Problème 5 (Option 5)

État: La résolution à l'œil nu est de 2 . Quelle taille d'objets un astronaute peut-il discerner sur la surface lunaire en la survolant à une altitude de 75 km ?

Solution: Le problème est résolu de la même manière que le premier et le quatrième :

En conséquence, l'astronaute sera capable de distinguer les détails de la surface d'une taille de 45 mètres.

Problème 6 (Option 6)

État: Combien de fois le Soleil est-il plus grand que la Lune si leurs diamètres angulaires sont les mêmes et que les parallaxes horizontales sont respectivement de 8,8 et 57 ?

Solution: Il s'agit d'une tâche classique de détermination de la taille des étoiles à partir de leur parallaxe. La formule de la connexion entre la parallaxe d'un luminaire et ses dimensions linéaires et angulaires a été maintes fois rencontrée ci-dessus. En réduisant la partie répétitive, nous obtenons :

En réponse, nous constatons que le Soleil est presque 400 fois plus gros que la Lune.

Les passionnés d'astronomie peuvent jouer un grand rôle dans l'étude de la comète Hale-Bopp, en l'observant avec des jumelles, des télescopes, des télescopes et même à l'œil nu. Pour ce faire, ils doivent évaluer régulièrement sa magnitude visuelle stellaire intégrale et séparément la magnitude stellaire de son noyau photométrique (concentration centrale). De plus, les estimations du diamètre de la coma, de la longueur de la queue et de son angle de position sont importantes, ainsi que des descriptions détaillées des changements structurels de la tête et de la queue de la comète, la détermination de la vitesse de déplacement des amas de nuages ​​et d'autres structures dans la queue.

Comment estimer la luminosité d'une comète ? Les méthodes de détermination de la luminosité suivantes sont les plus courantes parmi les observateurs de comètes :

Méthode Bakharev-Bobrovnikov-Vsekhsvyatsky (BBV)... Les images d'une comète et d'une étoile de comparaison sont floues d'un télescope ou d'une jumelle jusqu'à ce que leurs images extrafocales aient à peu près le même diamètre (l'égalité totale des diamètres de ces objets ne peut pas être obtenue du fait que le diamètre de la l'image de la comète est toujours plus grande que le diamètre de l'étoile). Il faut également prendre en compte le fait que l'image floue d'une étoile a approximativement la même luminosité dans tout le disque, tandis que la comète a la forme d'une tache de luminosité inégale. L'observateur fait la moyenne de la luminosité de la comète sur l'ensemble de son image floue et compare cette luminosité moyenne avec la luminosité des images floues des étoiles de comparaison.

En choisissant plusieurs paires d'étoiles de comparaison, il est possible de déterminer la magnitude visuelle moyenne de la comète avec une précision de 0,1 m.

La méthode de Sidgwick... Cette méthode est basée sur la comparaison de l'image focale de la comète avec les images défocalisées d'étoiles de comparaison, qui, défocalisées, ont les mêmes diamètres que le diamètre de la tête de l'image focale de la comète. L'observateur examine attentivement l'image de la comète au point et se souvient de sa luminosité moyenne. Ensuite, il déplace l'oculaire hors foyer jusqu'à ce que les tailles des disques des images floues des étoiles deviennent comparables au diamètre de la tête de l'image focale de la comète. La luminosité de ces images floues d'étoiles est comparée à la luminosité moyenne de la tête de la comète "enregistrée" dans la mémoire de l'observateur. En répétant cette procédure plusieurs fois, un ensemble de magnitudes stellaires de la comète est obtenu avec une précision de 0,1 m. Cette méthode nécessite le développement de certaines compétences pour stocker en mémoire la luminosité des objets comparés - l'image focale de la tête de la comète et les images floues des disques stellaires.

Méthode de Morris est une combinaison des méthodes BBI et Sidgwick, éliminant partiellement leurs inconvénients : la différence entre les diamètres des images hors foyer de la comète et des étoiles de comparaison dans la méthode BBV et les variations de la luminosité de surface de la coma cométaire, lorsque l'image focale de la comète est comparée aux images floues des étoiles en utilisant la méthode de Sidgwick. La luminosité de la tête de la comète est estimée par la méthode de Morris comme suit : tout d'abord, l'observateur obtient une telle image floue de la tête de la comète, qui a une luminosité de surface approximativement uniforme, et se souvient de la taille et de la luminosité de surface de cette image . Il défocalise ensuite les images des étoiles de comparaison afin qu'elles soient de taille égale à l'image mémorisée de la comète, et estime la luminosité de la comète en comparant la luminosité de surface des images floues des étoiles de comparaison et de la tête de la comète. En répétant cette technique plusieurs fois, la luminosité moyenne de la comète est trouvée. La méthode donne une précision allant jusqu'à 0,1 m, comparable à la précision des méthodes ci-dessus.

Les amateurs novices peuvent être invités à utiliser la méthode BBV, comme la plus simple. Des observateurs plus entraînés sont plus susceptibles d'utiliser les méthodes de Sidgwick et Morris. Un télescope avec le diamètre d'objectif le plus petit possible doit être choisi comme outil pour faire des estimations de luminosité, et le meilleur de tous - des jumelles. Si la comète est si brillante qu'elle est visible à l'œil nu (et cela devrait arriver avec la comète Hale-Bopp), alors les personnes hypermétropes ou myopes peuvent essayer une méthode très originale de "défocalisation" des images - simplement en enlevant leurs lunettes .

Toutes les méthodes que nous avons considérées nécessitent la connaissance des magnitudes exactes des étoiles de comparaison. Ils peuvent être extraits de divers atlas et catalogues d'étoiles, par exemple du catalogue d'étoiles inclus dans l'ensemble de "l'Atlas du ciel étoilé" (DN Ponomarev, KI Churyumov, VAGO). Il convient de garder à l'esprit que si les magnitudes stellaires du catalogue sont données dans le système UBV, la magnitude visuelle de l'étoile de comparaison est déterminée par la formule suivante :

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

Une attention particulière doit être portée au choix des étoiles de comparaison : il est souhaitable qu'elles soient proches de la comète et approximativement à la même hauteur au-dessus de l'horizon que la comète observée. Dans ce cas, il faut éviter les étoiles de comparaison rouges et oranges, en privilégiant les étoiles blanches et bleues. Les estimations de luminosité de la comète basées sur la comparaison de sa luminosité avec la luminosité d'objets étendus (nébuleuses, amas ou galaxies) n'ont aucune valeur scientifique : la luminosité de la comète ne peut être comparée qu'avec des étoiles.

La comparaison de la luminosité de la comète et des étoiles de comparaison peut être effectuée en utilisant Méthode Neiland-Blazhko, qui utilise deux étoiles de comparaison : l'une plus brillante, l'autre plus faible que la comète. L'essence de la méthode est la suivante : laisser l'étoile une a une magnitude ma, une étoile b- magnitude m b, comète À- grandeur m k, et m a une 5 degrés de plus qu'une étoile b, et un degré p est égal à 0,2 µm. Supposons qu'en estimant la luminosité d'une comète k il s'est avéré qu'elle est plus faible qu'une star

b

3 degrés et plus brillant qu'une étoile une de 2 degrés. Ce fait s'écrit a3k2b et, par conséquent, la luminosité de la comète est :

m k = m a + 3p = m a + 0,6 µm
ou
m k = m b -2p = m b -0,4 m

Les estimations visuelles de la luminosité de la comète pendant la visibilité nocturne devraient être effectuées périodiquement toutes les 30 minutes, voire plus souvent, étant donné que sa luminosité peut changer assez rapidement en raison de la rotation du noyau de la comète de forme irrégulière ou d'un éclair soudain de luminosité. Lorsqu'une grande explosion de luminosité d'une comète est détectée, il est important de suivre les différentes phases de son développement, tout en enregistrant les changements dans la structure de la tête et de la queue.

En plus des estimations des magnitudes visuelles de la tête de la comète, les estimations du diamètre de la coma et du degré de sa diffusion sont également importantes.

Diamètre de la coma (D) peuvent être évalués à l'aide des méthodes suivantes :

Méthode de dérive basé sur le fait qu'avec un télescope stationnaire, la comète, en raison de la rotation quotidienne de la sphère céleste, se déplacera sensiblement dans le champ de vision de l'oculaire, passant 15 secondes d'arc en 1 seconde de temps (près de l'équateur) . En prenant un oculaire avec une croix de fils, vous devez le tourner de manière à ce que la comète soit mélangée le long d'un fil et perpendiculaire à l'autre. Ayant déterminé à partir du chronomètre l'intervalle de temps At en secondes pendant lequel la tête de la comète traversera le fil perpendiculaire, il est facile de trouver le diamètre de la coma (ou de la tête) en minutes d'arc en utilisant la formule suivante :

D = 0,25Δtcosδ

où est la déclinaison de la comète. Cette méthode ne peut pas être appliquée aux comètes situées dans la région circumpolaire à δ<-70° и δ>+ 70°, ainsi que pour les comètes avec D> 5".

Méthode de distance angulaire interstellaire... A l'aide d'atlas à grande échelle et de cartes du ciel étoilé, l'observateur détermine les distances angulaires entre les étoiles proches visibles au voisinage de la comète et les compare au diamètre apparent de la coma. Cette méthode est utilisée pour les grosses comètes avec une coma supérieure à 5" de diamètre.

Notez que la taille apparente d'une coma ou d'une tête est fortement affectée par l'effet d'ouverture, c'est-à-dire qu'elle dépend fortement du diamètre de l'objectif du télescope. Les estimations de diamètre de coma obtenues avec différents télescopes peuvent différer les unes des autres de plusieurs fois. Par conséquent, pour de telles mesures, il est recommandé d'utiliser de petits instruments et de faibles grossissements.

Parallèlement à la détermination du diamètre du coma, l'observateur peut l'évaluer degré de diffusion (DC), ce qui donne une idée de l'apparence de la comète. Le degré de diffusion a une gradation de 0 à 9. Si DC = 0, alors la comète apparaît comme un disque lumineux avec peu ou pas de changement de luminosité de surface du centre de la tête à la périphérie. C'est une comète complètement diffuse, dans laquelle il n'y a aucun indice de la présence d'un amas plus densément lumineux en son centre. Si DC = 9, alors la comète ne diffère pas en apparence de l'étoile, c'est-à-dire qu'elle ressemble à un objet en forme d'étoile. Les valeurs DC intermédiaires entre 0 et 9 indiquent des degrés de diffusion variables.

Lors de l'observation de la queue d'une comète, il convient de mesurer périodiquement sa longueur angulaire et son angle de position, de déterminer son type et d'enregistrer divers changements dans sa forme et sa structure.

Trouver longueur de la queue (C) vous pouvez utiliser les mêmes méthodes que pour déterminer le diamètre de la coma. Cependant, pour des longueurs de queue supérieures à 10°, la formule suivante doit être utilisée :

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

où C est la longueur de la queue en degrés, α et sont l'ascension droite et la déclinaison de la comète, α 1 et δ 1 sont l'ascension droite et la déclinaison de l'extrémité de la queue, qui peuvent être déterminées à partir des coordonnées équatoriales des étoiles situées autour d'elle.

Angle de queue positionnel (PA) est compté de la direction vers le pôle nord du monde dans le sens inverse des aiguilles d'une montre : 0 ° - la queue est exactement dirigée vers le nord, 90 ° - la queue est dirigée vers l'est, 180 ° - vers le sud, 270 ° - vers l'ouest . Il peut être mesuré en ramassant l'étoile sur laquelle l'axe de la queue est projeté en utilisant la formule :

Où 1 et δ 1 sont les coordonnées équatoriales de l'étoile, et α et sont les coordonnées du noyau de la comète. Le quadrant RA est défini par le signe péché (α 1 - α).

Définition type de queue de comète- une tâche assez difficile qui nécessite un calcul précis de la valeur de la force répulsive agissant sur la substance de la queue. Cela est particulièrement vrai pour les résidus de poussière. Par conséquent, pour les fans d'astronomie, une technique est généralement proposée qui peut être utilisée pour déterminer au préalable le type de queue de la comète brillante observée :

Type I- queues droites dirigées le long du vecteur rayon étendu ou à proximité de celui-ci. Ce sont des queues de gaz ou purement plasma de couleur bleue, souvent dans de telles queues une structure hélicoïdale ou en spirale est observée, et elles se composent de flux ou de rayons séparés. Dans les queues de type I, on observe souvent des formations nuageuses se déplaçant à grande vitesse le long des queues depuis le Soleil.

type II- une queue large et incurvée, s'écartant fortement du vecteur rayon étendu. Ce sont des queues jaunes de gaz et de poussière.

III type- une queue étroite et courte incurvée dirigée presque perpendiculairement au vecteur de rayon étendu (« rampant » le long de l'orbite) Ce sont des queues de poussière jaune.

type IV- queues anormales dirigées vers le Soleil. Pas large, constitué de grosses particules de poussière qui ne sont presque pas repoussées par une légère pression. Leur couleur est également jaunâtre.

type V- queues détachées dirigées le long du rayon vecteur ou à proximité de celui-ci. Leur couleur est bleue, car ce sont des formations purement plasmatiques.

Astronavigation pour plaisancier

"Il n'y a qu'un seul moyen indubitable de déterminer la place et la direction de la trajectoire d'un navire dans la mer - astronomique, et heureux est celui qui le connaît!" - avec ces mots de Christophe Colomb, nous ouvrons un cycle d'essais - cours d'astronautique.

L'astronavigation maritime est née à l'époque des grandes découvertes géographiques, lorsque « des hommes de fer naviguaient sur des navires en bois », et au fil des siècles a absorbé l'expérience de plusieurs générations de marins. Au cours des dernières décennies, il s'est enrichi de nouveaux moyens de mesure et de calcul, de nouvelles méthodes de résolution des problèmes de navigation ; les systèmes de navigation par satellite récemment introduits, à mesure qu'ils se développeront, feront de toutes les difficultés de la navigation une partie de l'histoire. Le rôle de la navigation nautique (du grec aster - étoile) reste aujourd'hui extrêmement important. Le but de notre série d'essais est de familiariser les navigateurs amateurs avec les méthodes modernes d'orientation astronomique disponibles dans les conditions de navigation de plaisance, qui sont le plus souvent utilisées en haute mer, mais peuvent également être appliquées dans les cas de navigation côtière lorsque les repères côtiers ne sont pas visibles. ou ils ne peuvent pas être identifiés.

L'observation de repères célestes (étoiles, soleil, lune et planètes) permet aux navigateurs de résoudre trois tâches principales (Fig. 1) :
1) mesurer le temps avec une précision suffisante pour une orientation approximative ;

2) déterminer la direction de déplacement du navire même en l'absence de boussole et la correction de la boussole, si disponible ;

3) déterminer l'emplacement géographique exact du navire et contrôler l'exactitude de sa trajectoire.

La nécessité de résoudre ces trois problèmes sur un yacht se pose en raison d'erreurs inévitables dans le calcul de sa trajectoire en fonction de la boussole et du décalage (ou de la vitesse approximativement déterminée). Dérive des grands yachts, atteignant 10-15° par vent fort, cependant estimée uniquement à l'œil nu ; vitesse de déplacement en constante évolution ; contrôle "à la voile" en allant au vent de travers, uniquement avec la fixation ultérieure des caps au compas; influence des courants variables; un grand nombre de virages lors des virements de bord - ce n'est pas une liste complète des raisons qui compliquent la navigation sur un yacht ! Si l'estime n'est pas maîtrisée par l'observation des luminaires, l'erreur de position à l'estime, même pour des plaisanciers confirmés, peut dépasser plusieurs dizaines de milles. Il est clair qu'une erreur aussi importante menace la sécurité de la navigation et peut entraîner des pertes importantes de temps de navigation.

Selon les instruments en état de navigabilité, les manuels et les installations informatiques utilisés, la précision de la résolution des problèmes d'astronavigation sera différente. Pour pouvoir les résoudre dans leur intégralité et avec une précision suffisante pour naviguer au large (erreur de position - pas plus de 2-3 milles, dans la correction de la boussole - pas plus de 1°), vous devez avoir :

• un sextant de navigation et une bonne montre étanche (de préférence électronique ou à quartz) ;
• un récepteur radio à transistor pour recevoir des signaux horaires et une micro-calculatrice de type "Electronique" (cette micro-calculatrice doit avoir l'entrée des angles dans une mesure en degrés, fournir le calcul des fonctions trigonométriques directes et inverses, effectuer toutes les opérations arithmétiques ; le plus pratique "Electronics" BZ-34); en l'absence de microcalculatrice, vous pouvez utiliser des tables mathématiques ou des tables spéciales "Hauteurs et azimuts des luminaires" ("VAS-58"), publiés par la Direction principale de la navigation et de l'océanographie;
• l'annuaire astronomique marin (MAE) ou autre manuel pour calculer les coordonnées des étoiles.

L'utilisation généralisée des horloges électroniques, des radios à transistors et des microcalculateurs a rendu l'utilisation des méthodes de navigation astronomique accessible au plus large cercle de personnes sans formation particulière à la navigation. Ce n'est pas un hasard s'il y a eu une augmentation continue de la demande d'annuaires d'astronomie marine ; c'est la meilleure preuve de la popularité de l'astronavigation auprès de toutes les catégories de navigateurs et, en premier lieu, auprès des marins amateurs.

En l'absence sur le navire de l'un des moyens d'astronavigation ci-dessus, la possibilité même d'orientation de l'astronavigation demeure, mais sa précision diminue (restant cependant tout à fait satisfaisante pour de nombreux cas de navigation sur un yacht). Soit dit en passant, certains outils et installations informatiques sont si simples qu'ils peuvent être fabriqués seuls.

L'astronavigation n'est pas seulement une science, mais aussi un art - l'art d'observer des luminaires dans les conditions de la mer et d'effectuer des calculs sans erreur. Ne vous laissez pas décevoir par les déboires initiaux : avec un peu de patience et les compétences dont vous avez besoin, vous aurez une grande satisfaction dans l'art de naviguer à l'abri des regards.

Toutes les méthodes d'astronavigation que vous apprendrez ont été testées à maintes reprises dans la pratique, elles ont déjà plus d'une fois servi les marins dans les situations les plus critiques. Ne pas reporter leur développement « pour plus tard », les maîtriser en vue de la natation ; la réussite de la randonnée se joue sur le rivage !

L'astronavigation, comme toute astronomie, est une science d'observation. Ses lois et ses méthodes sont dérivées des observations du mouvement apparent des étoiles, de la relation entre la position géographique de l'observateur et les directions visibles vers les étoiles. Par conséquent, nous commencerons l'étude de l'astronavigation par des observations des étoiles - nous apprendrons à les identifier; en chemin, familiarisons-nous avec les principes de l'astronomie sphérique dont nous aurons besoin à l'avenir.

Monuments célestes

1. Étoiles de navigation... La nuit, avec un ciel clair, nous observons des milliers d'étoiles, cependant, en principe, chacune d'entre elles peut être identifiée en fonction de son emplacement dans un groupe d'étoiles voisines - sa position visible dans la constellation, sur sa luminosité apparente (luminosité) et couleur.

Pour naviguer sur la mer, seules les étoiles les plus brillantes sont utilisées, elles sont appelées étoiles de navigation. Les étoiles de navigation les plus fréquemment observées sont répertoriées dans le tableau. 1; un catalogue complet des étoiles nautiques est disponible en MAI.

L'image du ciel étoilé n'est pas la même dans différentes régions géographiques, à différentes saisons de l'année et à différents moments de la journée.

Lorsque vous lancez une recherche indépendante d'étoiles de navigation dans l'hémisphère nord de la Terre, utilisez la boussole pour déterminer la direction vers le point nord situé sur l'horizon (indiqué par la lettre N sur la figure 2). Au-dessus de ce point, à une distance angulaire égale à la latitude géographique de votre lieu ?, se trouve l'étoile polaire - la plus brillante parmi les étoiles de la constellation Ursa Minor, qui forme la figure d'un seau à anse incurvée (Small Dipper). Polar est désigné par la lettre grecque "alpha" et s'appelle ? La Petite Ourse; Pendant plusieurs siècles, il a été utilisé par les marins comme principal point de référence de navigation. En l'absence de boussole, la direction vers le nord est facilement définie comme la direction polaire.

Comme échelle pour mesurer approximativement les distances angulaires dans le firmament, vous pouvez utiliser l'angle entre les directions de votre œil au bout du pouce et de l'index d'une main tendue (Fig. 2); il fait environ 20°.

La luminosité apparente d'une étoile est caractérisée par un nombre conditionnel, appelé magnitude et désigné par la lettre m... L'échelle de grandeur est :

Éclat m= 0 a l'étoile la plus brillante du ciel étoilé du nord, Vega (? Lyrae), observée en été. Étoiles de première magnitude - avec éclat m= 1 2,5 fois plus faible en luminosité que Vega. Polaris a une magnitude d'environ m= 2 ; cela signifie que sa luminosité est environ 2,5 fois plus faible que la luminosité des étoiles de la première magnitude, soit 2,5 X 2,5 = 6,25 fois plus faible que la luminosité de Vega, etc. L'œil nu ne peut observer que des étoiles plus brillantes m < 5.

Les grandeurs sont indiquées dans le tableau. 1; la couleur des étoiles y est également indiquée. Cependant, il convient de garder à l'esprit que la couleur est perçue par les gens de manière subjective; de plus, à mesure que l'on s'approche de l'horizon, la luminosité des étoiles s'affaiblit sensiblement et leur couleur vire au rouge (en raison de l'absorption de la lumière dans l'atmosphère terrestre). À moins de 5 ° au-dessus de l'horizon, la plupart des étoiles disparaissent complètement de la vue.

L'atmosphère terrestre est observée par nous sous la forme du firmament (Fig. 3), aplati au-dessus de la tête. Dans des conditions de mer la nuit, la distance à l'horizon semble être environ deux fois plus grande que la distance au point zénithal supérieur Z (de l'arabe zamt - vers le haut). Pendant la journée, l'aplatissement apparent du ciel peut augmenter d'une fois et demie à deux, selon la nébulosité et l'heure de la journée.

En raison des très grandes distances aux corps célestes, ils nous paraissent équidistants et situés dans le firmament. Pour la même raison, la position relative des étoiles dans le ciel change très lentement - notre ciel étoilé n'est pas très différent du ciel étoilé de la Grèce antique. Seuls les corps célestes les plus proches de nous - le Soleil, les planètes, la Lune - se déplacent sensiblement dans le foyer des constellations - figures formées par des groupes d'étoiles immobiles entre elles.

L'aplatissement du ciel entraîne une distorsion de l'estimation de l'œil de la magnitude de la hauteur apparente du luminaire - l'angle vertical h entre la direction vers l'horizon et la direction vers le luminaire. Ces distorsions sont particulièrement importantes à basse altitude. Donc, encore une fois, notons : la hauteur observée de l'étoile est toujours supérieure à sa vraie hauteur.

La direction vers le luminaire observé est déterminée par son gisement vrai IP - l'angle dans le plan de l'horizon entre la direction vers le nord et la ligne de gisement du luminaire OD, qui est obtenu par l'intersection du plan vertical passant par le luminaire et le plan d'horizon. Le PI du luminaire est mesuré à partir du point nord le long de l'arc d'horizon vers le point est dans un rayon de 0 ° à 360 °. Le relèvement vrai de Polar est de 0° avec une erreur ne dépassant pas 2°.

Après avoir identifié Polaris, trouvez dans le ciel la constellation de la Grande Ourse (voir Fig. 2), que l'on appelle parfois la Grande Ourse : elle est située à une distance de 30 ° -40 de Polaris, et toutes les étoiles de cette constellation sont de navigation . Si vous avez appris à identifier avec confiance la Grande Ourse, vous pourrez trouver Polaris sans l'aide d'une boussole - elle est située dans la direction de l'étoile Merak (voir tableau 1) à l'étoile Dubhe à une distance égale à 5 distances entre ces étoiles. La constellation de Cassiopée avec les étoiles de navigation Kaff (?) et Shedar (?) est située symétriquement à Ursa Major (par rapport au Polaire). Dans les mers qui baignent les côtes de l'URSS, toutes les constellations que nous avons mentionnées sont visibles au-dessus de l'horizon la nuit.

Ayant trouvé Ursa Major et Cassiopeia, il est facile d'identifier d'autres constellations et étoiles de navigation situées à proximité, si vous utilisez une carte du ciel étoilé (voir Fig. 5). Il est utile de savoir que l'arc dans le ciel entre les étoiles Dubhe et Benetnash est d'environ 25°, mais entre les étoiles ? et? Cassiopée - environ 15 °; ces arcs peuvent également être utilisés comme échelle pour estimer approximativement les distances angulaires dans le ciel.

A la suite de la rotation de la Terre autour de son axe, on observe la rotation visible du firmament vers l'Ouest autour de la direction Polaire ; toutes les heures le ciel étoilé tourne de 1h = 15°, toutes les minutes de 1m = 15", et par jour de 24h = 360°.

2. Mouvement annuel du Soleil dans le ciel et changements saisonniers de l'apparence du ciel étoilé... Au cours de l'année, la Terre effectue une révolution complète autour du Soleil dans l'espace. La direction de la terre en mouvement au soleil est pour cette raison en constante évolution ; Le soleil décrit la courbe en pointillés représentée sur la carte des étoiles (voir l'onglet), qui s'appelle l'écliptique.

La place visible du Soleil effectue son propre mouvement annuel le long de l'écliptique dans la direction opposée à la rotation quotidienne visible du ciel étoilé. La vitesse de ce mouvement annuel est faible et est égale à 4 / jour (ou 4 m / jour). Au cours des différents mois, le Soleil traverse diverses constellations, formant une ceinture zodiacale dans le ciel ("le cercle des animaux"). Ainsi, en mars, le Soleil est observé dans la constellation des Poissons, puis successivement dans les constellations Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau.

Les constellations situées sur le même hémisphère avec le Soleil sont éclairées par celui-ci et ne sont pas visibles pendant la journée. A minuit au sud, des constellations sont visibles qui sont à 180° = 12 heures de la place du Soleil à une date calendaire donnée.

La combinaison du mouvement quotidien visible rapide des étoiles et du mouvement annuel lent du Soleil conduit au fait que l'image du ciel étoilé observée aujourd'hui en ce moment sera visible demain 4 m plus tôt, dans 15 jours - par

plus tôt, après un mois - 2 heures plus tôt, etc.

3. Lieu géographique et visible du luminaire. Carte des étoiles. Globe étoilé... Notre Terre est sphérique ; maintenant, cela est clairement prouvé par ses photos prises par les stations spatiales.

En navigation, on pense que la Terre a la forme d'une boule régulière, à la surface de laquelle la place du yacht est déterminée par deux coordonnées géographiques :
Latitude géographique ? (Fig. 4) - l'angle entre le plan de l'équateur terrestre éq et la direction du fil à plomb (la direction de la gravité) au point d'observation O. Cet angle est mesuré par l'arc du méridien géographique de la place de l'observateur (en bref - le méridien local) eO du plan équatorial vers le pôle le plus proche de la Terre jusqu'au site d'observation dans les 0 ° -90 °. La latitude peut être nord (positive) ou sud (négative). En figue. 4 la latitude du lieu O est-elle égale ? = 43 ° N. La latitude définit la position du parallèle géographique - un petit cercle parallèle à l'équateur.

Longitude géographique ? - l'angle entre les plans du méridien géographique initial (selon accord international, il passe par l'observatoire de Greenwich en Angleterre - D sur la figure 4) et le plan du méridien local de l'observateur. Cet angle est mesuré par l'arc de l'équateur terrestre egre vers l'Est (ou l'Ouest) dans la plage de 0° -180°. En figue. 4 est la longitude de l'endroit? = 70 ° d'est. La longitude détermine la position du méridien local.

La direction du méridien local au point d'observation O est déterminée par la direction de l'ombre du soleil à midi à partir d'un pôle installé verticalement ; à midi, cette ombre a la longueur la plus courte, sur une plate-forme horizontale, elle forme la ligne de midi N-S (voir Fig. 3). Tout méridien local passe par les pôles géographiques Pn et Ps, et son plan passe par l'axe de rotation de la Terre PnPs et le fil à plomb OZ.

Un rayon de lumière provenant d'un astre lointain * arrive au centre de la Terre dans la direction * C, traversant la surface terrestre à un moment donné ?. Imaginons qu'une sphère auxiliaire (sphère céleste) soit décrite depuis le centre de la Terre avec un rayon arbitraire. Le même rayon traversera la sphère céleste en un point ?" - la place visible du luminaire sur la sphère. Figure. 4. on peut voir que la position du GMR est déterminée par le sprat géographique ?* et la longitude géographique ?*.

De même, la position de la place visible de l'astre sur la sphère céleste est déterminée :

• l'arc du méridien HMS?* est égal à l'arc? le méridien céleste passant par la place visible de l'étoile ; cette coordonnée sur la sphère s'appelle la déclinaison de l'étoile, elle se mesure de la même manière que la latitude ;
• l'arc de l'équateur terrestre ?* est égal à l'arc tgr de l'équateur céleste ; sur la sphère, cette coordonnée s'appelle l'angle horaire de Greenwich, elle se mesure de la même manière que la longitude, ou, en comptage circulaire, toujours vers l'Ouest, dans la plage de 0° à 360°.

Coordonnées ? et tgr sont appelés équatoriaux ; leur identité avec les géographiques est encore plus visible si l'on suppose que dans la Fig. 4 le rayon de la sphère céleste sera égal au rayon du globe.

La position du méridien de la place visible de l'étoile sur la sphère céleste peut être déterminée non seulement par rapport au méridien céleste de Greenwich. Prenons comme point de référence le point de l'équateur céleste auquel le Soleil est visible le 21 mars. Ce jour-là, le printemps commence pour l'hémisphère nord de la Terre, le jour est égal à la nuit ; le point mentionné est appelé le point du printemps (ou le point du Bélier) et est désigné par le signe du Bélier -?, comme indiqué sur la carte du ciel.

L'arc de l'équateur depuis la pointe de Spring jusqu'au méridien de la place apparente de l'astre, compté dans le sens du mouvement quotidien apparent des astres de 0° à 360°, s'appelle l'angle stellaire (ou complément stellaire) et est noté ?*.

L'arc de l'équateur depuis la pointe de Spring jusqu'au méridien de la place apparente de l'astre, compté dans la direction du mouvement annuel du Soleil le long de la sphère céleste, est-il appelé ascension droite ? (sur la figure 5, il est donné en mesure horaire et l'angle stellaire - en degrés). Les coordonnées des étoiles de navigation sont indiquées dans le tableau. 1; il est évident que, sachant ?°, on peut toujours trouver

et vice versa.

L'arc de l'équateur céleste du méridien local (sa partie de midi PnZEPs) au méridien du luminaire est appelé l'angle horaire local aux luminaires, noté t. Figure. 4 on voit que t diffère toujours de tgr par la valeur de la longitude du lieu de l'observateur :

dans ce cas, la longitude est est ajoutée et la longitude ouest est soustraite si tgr est pris de manière circulaire.

En raison du mouvement diurne apparent des luminaires, leurs angles horaires changent continuellement. Pour cette raison, les angles stellaires ne changent pas, puisque leur origine (la pointe du Printemps) tourne avec le firmament.

L'angle horaire local du point Spring est appelé temps sidéral ; elle est toujours mesurée vers l'Ouest de 0° à 360°. Oculairement, il peut être déterminé par la position dans le firmament du méridien de l'étoile Kuff (? Cassiopée) par rapport au méridien céleste local. Figure. 5 montre qu'il y a toujours

S'entraîner à déterminer les coordonnées équatoriales par l'œil ? et t les luminaires que vous observez dans le firmament. Pour cela, déterminez la position du point Nord sur l'horizon le long du Polyarnaya (Fig. 2 et 3), puis trouvez le point Sud. Calculer le complément de la latitude de votre site ? = 90 ° -? (par exemple, à Odessa ? = 44 °, et à Leningrad ? = 30 °). Le point midi de l'équateur E est situé au-dessus du point Sud à une distance angulaire égale à ?; c'est toujours l'origine de l'angle horaire. L'équateur dans le ciel passe par le point Est, le point E et le point Ouest.

Il est utile de savoir que quand ? N > 90° - ? N, l'étoile dans l'hémisphère nord de la Terre se déplace toujours au dessus de l'horizon, quand ?< 90° - ? оно восходит и заходит, при?S >90 ° -?N, il n'est pas observé.
Le globe stellaire est un modèle mécanique de la sphère céleste, qui reproduit la vue du ciel étoilé et toutes les coordonnées considérées ci-dessus (Fig. 6). Cet appareil de navigation est très utile pour les longs voyages : avec son aide, il est possible de résoudre tous les problèmes d'orientation de l'astronavigation (avec une erreur angulaire des résultats de solution de pas plus de 1,5-2 ° ou avec une erreur dans le temps de pas plus de 6 à 8 minutes. Avant le travail, le globe est placé en latitude les lieux d'observations (représentés sur la figure 6) et selon le temps sidéral local t?. Les règles de calcul pour la période d'observation seront expliquées ci-dessous.

Si vous le souhaitez, un globe stellaire simplifié peut être fabriqué à partir d'un globe d'école, si des endroits visibles d'étoiles sont appliqués à sa surface, guidés par une table. Moi et une carte du ciel étoilé. La précision de résolution des problèmes sur un tel globe sera un peu plus faible, mais suffisante pour de nombreux cas d'orientation dans le sens de déplacement du yacht. Notez également que la carte des étoiles donne une image directe des constellations (telles que l'observateur les voit), et leurs images inversées sont visibles sur le globe stellaire.

Identification des étoiles de navigation

Sur le nombre incalculable d'étoiles, seules environ 600 sont facilement observables à l'œil nu, comme le montre la carte des étoiles du Maritime Astronomical Yearbook. Cette carte fournit une image générale de ce qu'un navigateur peut généralement observer dans le ciel nocturne. Pour répondre à la question de savoir où et comment chercher certaines étoiles de navigation dans une certaine zone géographique, les schémas saisonniers du ciel étoilé donnés ci-dessous (Fig. 1-4) sont utilisés : ils couvrent la vue du ciel étoilé pour tous les mers du pays et sont compilées sur la base de la carte des étoiles MAE ; ils montrent la position et les noms propres des 40 étoiles nautiques mentionnées dans le tableau du croquis précédent.

Chaque schéma correspond à des observations du soir à une certaine période de l'année : au printemps (Fig. 1), en été (Fig. 2), en automne (Fig. 3) et en hiver (Fig. 4), ou - observations matinales au printemps (Fig. 2), en été (Fig. 3), en automne (Fig. 4) et en hiver (Fig. 1). Chaque programme saisonnier peut être utilisé à d'autres moments de l'année, mais à des moments différents de la journée.

Pour sélectionner un schéma saisonnier adapté à l'heure prévue des observations, le tableau 1 est utilisé. 1. Vous devez saisir ce tableau en fonction de la date calendaire des observations la plus proche de votre date envisagée et de l'heure dite « méridienne » de la journée TM.

L'heure méridienne avec une erreur tolérée ne dépassant pas une demi-heure peut être obtenue simplement en réduisant l'heure d'hiver adoptée en URSS depuis 1981 d'une heure et l'heure d'été de 2 heures. Les règles de calcul des conditions de mer T en fonction du temps de navigation adopté à bord du yacht sont expliquées dans l'exemple ci-dessous. Dans les deux rangées inférieures du tableau, pour chaque schéma saisonnier, le temps sidéral correspondant tM et l'amplitude de l'angle sidéral ΔK sont indiqués selon les échelles de la carte du ciel MAE ; ces valeurs vous permettent de déterminer lequel des méridiens de la carte du ciel à l'heure d'observation prévue coïncide avec le méridien de votre situation géographique.

Lors de la maîtrise initiale des règles d'identification des étoiles de navigation, il est nécessaire de préparer en amont les observations ; la carte du ciel et le schéma saisonnier sont utilisés. Orienter la carte des étoiles au sol ; du point sud de l'horizon dans le ciel vers le pôle nord du monde sera situé ce méridien de la carte des étoiles équatoriale, qui est numérisé par la valeur de tM, c'est-à-dire pour nos schémas saisonniers - 12H, 18H, 0 (24)H et 6H. Ce méridien est représenté par la ligne pointillée dans les diagrammes saisonniers. La demi-largeur de chacun des schémas est d'environ 90° = 6H ; par conséquent, quelques heures plus tard, en raison de la rotation du ciel étoilé vers l'ouest, le méridien en pointillé se déplacera vers le bord gauche du diagramme et ses constellations centrales - vers la droite.

La carte équatoriale couvre le ciel étoilé entre les parallèles 60°N et 60°S, mais toutes les étoiles qui y figurent ne seront pas forcément visibles dans votre région. Au-dessus, près du zénith, on peut voir ces constellations dans lesquelles la déclinaison des étoiles est proche en magnitude de la latitude du lieu (et sont "du même nom" avec elle). Par exemple, en latitude ? = 60 ° N à tM = 12H au-dessus de la tête se trouve la constellation de la Grande Ourse. De plus, comme déjà expliqué dans le premier essai, on peut affirmer qu'à? = Les étoiles à 60°N situées au sud du parallèle avec déclinaison ne seront jamais vues ? = 30 ° S, etc.

Pour un observateur des latitudes septentrionales, la carte des étoiles équatoriales montre principalement les constellations observées dans la moitié sud du ciel. Pour clarifier la visibilité des constellations dans la moitié nord du ciel, la carte polaire nord est utilisée, couvrant la zone délimitée à partir du pôle nord du monde avec un rayon de 60 °. En d'autres termes, la carte polaire nord chevauche la carte équatoriale dans une large ceinture entre les parallèles 30°N et 60°N. 1 magnitude ?, Positionnez-vous au-dessus de votre tête de manière à ce qu'elle coïncide avec la direction du zénith au pôle nord du monde.

Le champ de vision des yeux humains est approximativement égal à 120-150 °, donc si vous regardez Polaire, alors toutes les constellations de la carte polaire nord seront dans le champ de vision.Ces constellations du nord sont-elles toujours visibles au-dessus de l'horizon, dont les étoiles ont une déclinaison ? > 90 ° -? et "du même nom" avec la latitude. Par exemple, à la latitude ? = 45°N les étoiles non couchantes sont-elles celles dont la déclinaison est supérieure à ? = 45°N, et en latitude ? = 60 ° N - ces étoiles avec ? > 30° N., etc.

Rappelez-vous que toutes les étoiles dans le ciel ont la même taille - elles sont visibles sous forme de points lumineux et ne diffèrent que par la luminosité et la nuance de couleur. La taille des cercles sur la carte des étoiles n'indique pas la taille apparente de l'étoile dans le ciel, mais la force relative de sa luminosité - la magnitude. De plus, l'image de la constellation est toujours quelque peu déformée lorsque la surface de la sphère céleste est agrandie sur le plan de la carte. Pour ces raisons, la vue de la constellation dans le ciel est quelque peu différente de la vue sur la carte, mais cela ne crée pas de difficultés significatives pour identifier les étoiles.

Apprendre à identifier les étoiles de navigation n'est pas difficile. Pour naviguer pendant vos vacances, il suffit de connaître l'emplacement d'une douzaine de constellations et les étoiles de navigation qu'elles contiennent parmi celles indiquées dans le tableau. 1 premier essai. Deux à trois séances d'entraînement nocturnes avant la randonnée vous donneront la confiance nécessaire pour naviguer dans les étoiles en mer.

N'essayez pas d'identifier les constellations en recherchant des figures de héros ou d'animaux mythiques qui correspondent à leurs noms tentants. Vous pouvez, bien sûr, deviner que les constellations des animaux du nord - Ursa Major et Ursa Minor - doivent le plus souvent être recherchées vers le nord, et la constellation du Scorpion méridional - dans la moitié sud du ciel. Cependant, la vue réellement observée des mêmes constellations du nord - "les ours" est mieux véhiculée par les versets bien connus:

Deux ours rient :
- Ces stars t'ont-elles trompé ?
Ils sont appelés par notre nom,
Et ils ressemblent à des casseroles.

Lors de l'identification des étoiles, il est plus pratique d'appeler la Grande Ourse la Grande Ourse, ce que nous ferons. Ceux qui souhaitent connaître les détails des constellations et leurs noms sont renvoyés à l'excellent "abécédaire étoilé" de G. Rey et au livre intéressant de Yu. A. Karpenko.

Pour le navigateur, un guide pratique du ciel étoilé peut être des diagrammes - pointeurs d'étoiles de navigation (Fig. 1-4), montrant l'emplacement de ces étoiles relativement facilement identifiables à partir des cartes des étoiles de plusieurs constellations de référence.

La constellation de référence principale est la Grande Ourse, dont le seau dans nos mers est toujours visible au-dessus de l'horizon (à une latitude de plus de 40 ° N) et est facilement reconnaissable même sans carte. Rappelons-nous les noms propres des étoiles de la Grande Ourse (Fig. 1) :? - Dubhe, ? - Merak ? - Fekda, ? - Mégrets,? - Aliot, ? - Mizar, ? - Benetnash. Vous connaissez déjà les sept étoiles de navigation !

En direction de la ligne Merak - Dubkhe, à une distance d'environ 30 °, se trouve Polar, comme nous le savons déjà, - l'extrémité du manche du seau d'Ursa Minor, au fond duquel Kokhab est visible.

Sur la ligne Megrets - Polyarnaya et à la même distance de Polyarnaya on peut voir le "coffre de jeune fille" de Cassiopée et ses étoiles Kaff et Shedar.

Dans la direction de Fekda - Mégrets et à une distance d'environ 30°, nous trouverons l'étoile Deneb, située dans la queue de la constellation du Cygne - l'une des rares, correspondant au moins dans une certaine mesure en configuration à son nom.

En direction de Fekda - Aliot, dans une zone éloignée d'environ 60 °, l'étoile du nord la plus brillante est visible - la beauté bleue Vega (une Lyre).

Dans la direction de Mizar - Polaire et à une distance d'environ 50 ° -60 ° du pôle, se trouve la constellation d'Andromède - une chaîne de trois étoiles : Alferraz, Mirah, Alamak du même éclat.

Dans le sens Mirah - Alamak, Mirfak (? Persée) est visible à la même distance.

En direction de Megrets - Dubhe, à une distance d'environ 50°, on peut apercevoir le bol pentagonal des Aurigae et l'une des étoiles les plus brillantes - Capella.

Ainsi, nous avons trouvé presque toutes les étoiles de navigation visibles dans la moitié nord de notre ciel. En utilisant la fig. 1, il vaut la peine de s'entraîner à rechercher d'abord les étoiles nautiques sur les cartes stellaires. Lorsque vous vous entraînez au sol, gardez le riz. 1 "à l'envers", pointant avec * sur le point N.

Passons à l'examen des étoiles de navigation dans la moitié sud du ciel printanier de la même Fig. 1.

Le long de la perpendiculaire au fond de la Grande Ourse, à une distance d'environ 50 °, se trouve la constellation du Lion, dans la patte avant de laquelle se trouve Regulus et au bout de la queue - Denebola. constellation ne ressemble pas à un lion, mais à un fer avec une poignée recourbée. La constellation de la Vierge et l'étoile Spica sont situées en direction de la queue du Lion. Au sud de la constellation du Lion dans une région pauvre en étoiles à l'équateur, un faible Alphard (une hydre) sera perceptible.

Sur la ligne Mégrets - Merak, à une distance d'environ 50 °, la constellation des Gémeaux est visible - deux étoiles brillantes Castor et Pollux. Sur le même méridien avec eux et plus près de l'équateur, le brillant Procyon (? Lesser Dog) est visible.

En déplaçant notre regard le long du coude de la poignée de la Grande Ourse, à une distance d'environ 30 °, nous verrons un Arcturus orange vif (? Bootes est une constellation qui ressemble à un parachute au-dessus d'Arcturus). À côté de ce parachute, un petit bol sombre de la couronne nord est visible, dans lequel se distingue Alfacca,

En continuant dans la direction du même coude de la poignée de la Grande Ourse, non loin de l'horizon, nous trouverons Antarès - un œil rougeâtre brillant de la constellation du Scorpion.

Un soir d'été (Fig. 2) sur le côté oriental du ciel, le "triangle d'été" formé par les étoiles brillantes Vega, Deneb et Altair (? Orla) est clairement visible. La constellation de l'Aigle en forme de losange se trouve facilement dans la direction du vol du Cygne. Entre Eagle et Bootes, il y a une étoile sombre Ras Alhage de la constellation Ophiuchus.

Les soirs d'automne dans le sud, il y a un "Pegasus Square" formé par l'étoile déjà considérée Alferraz et trois étoiles de la constellation de Pegasus: Markab, Sheat, Algenib. Le carré Pégase (Fig. 3) se trouve facilement sur la ligne Polyarnaya - Kaff à une distance d'environ 50 ° de Cassiopée. Concernant le Carré de Pégase, il est facile de trouver les constellations d'Andromède, Persée et Aurige à l'est, et la constellation du « triangle d'été » à l'ouest.

Au sud de Pegasus Square près de l'horizon, vous pouvez voir Difda (? Kita) et Fomalhout - "l'embouchure du poisson du sud", que Keith a l'intention d'avaler.

Sur la ligne Markab - Algeinb, à une distance d'environ 60 °, le brillant Aldebaran (? Taureau) est visible dans des "éclaboussures" caractéristiques de petites étoiles. Hamal (? Bélier) est situé entre les constellations Pégase et Taureau.

Dans la moitié sud du ciel d'hiver, riche en étoiles brillantes (Fig. 4), il est facile de s'orienter par rapport à la plus belle constellation d'Orion, que l'on reconnaît sans carte. La constellation Auriga est située au milieu entre Orion et Polaire. La constellation du Taureau est située sur le prolongement de l'arc de la ceinture d'Orion (formée par les étoiles "trois soeurs" ?,?,? Orion) à une distance d'environ 20°. Sur le prolongement sud du même arc, à une distance d'environ 15°, brille l'étoile la plus brillante, Sirius (? Canis Major). Envers? -? Orion à une distance de 20° est observé par Portion.

Dans la constellation d'Orion, les étoiles de navigation sont Bételgeuse et Rigel.

Il convient de garder à l'esprit que l'apparence des constellations peut être déformée par les planètes qui y apparaissent - "étoiles errantes". La position des planètes dans le ciel étoilé en 1982 est indiquée dans le tableau ci-dessous. 2 Ainsi, après avoir étudié ce tableau, nous établirons que, par exemple, en mai, Vénus ne sera pas visible le soir, Mars et Saturne déformeront la vue de la constellation de la Vierge, et non loin d'eux dans la constellation de la Balance, un Jupiter très brillant sera visible (rarement observé "parade de planètes"). Des informations sur les endroits visibles des planètes sont données pour chaque année en MAI et dans le Calendrier Astronomique de la Maison d'édition Nauka. Ils doivent être tracés sur une carte stellaire en vue d'une campagne, en utilisant les ascensions droites et les déclinaisons des planètes à la date d'observation indiquée dans ces manuels.

Les diagrammes saisonniers donnés - les pointeurs des étoiles de navigation (Fig. 1-4) sont les plus pratiques pour travailler au crépuscule, lorsque l'horizon et seules les étoiles les plus brillantes sont clairement visibles. Les configurations de constellation représentées sur les cartes du ciel ne peuvent être détectées qu'après le début de l'obscurité totale.

La recherche d'étoiles de navigation doit être significative, la vue de la constellation doit être apprise à percevoir dans son ensemble - comme une image, une image. Une personne reconnaît rapidement et facilement ce qu'elle a l'intention de voir. C'est pourquoi, pour se préparer à la baignade, il faut étudier la carte des étoiles de la même manière qu'un touriste étudie l'itinéraire d'une marche à travers une ville inconnue sur la carte.

En partant en observation, emportez avec vous une carte du ciel et une aiguille des étoiles nautiques, ainsi qu'une lampe de poche (il vaut mieux recouvrir son verre de vernis à ongles rouge). Une boussole sera utile, mais vous pouvez vous en passer en déterminant la direction vers le nord le long du pôle. Pensez à ce qui servira d'« échelle » pour estimer les distances angulaires dans le ciel. Dans l'angle auquel l'objet tenu dans la main tendue et perpendiculaire à celui-ci est visible, contient autant de degrés que la hauteur de cet objet en centimètres. Dans le ciel, la distance entre les étoiles Dubhe et Megrets est de 10°, entre les étoiles Dubhe et Benetnash - 25°, entre les étoiles extrêmes Cassiopée - 15°, le côté est de la place Pégase est de 15°, entre Rigel et Bételgeuse - environ 20°.

Sortir dans la zone à l'heure convenue - orientez-vous dans les directions nord, est, sud et ouest. Trouvez j'identifie la constellation passant au-dessus de votre tête - au zénith ou à proximité. Faire référence au terrain du schéma saisonnier et à la carte équatoriale - le long du point S et de la direction du méridien céleste local, perpendiculaire à la ligne d'horizon au point S ; attachez la carte polaire nord au terrain - le long de la ligne ZP. Trouvez la constellation de référence Ursa Major (Pegasus Square ou Orion) et entraînez-vous à identifier les étoiles de navigation. Dans ce cas, il faut se souvenir des distorsions des valeurs des hauteurs observées visuellement des luminaires dues à l'aplatissement du ciel, des distorsions de la couleur des étoiles à basse altitude, de l'augmentation apparente de la taille des constellations près de l'horizon et diminuent à mesure qu'elles se rapprochent du zénith, à propos du changement de position des figures des constellations pendant la nuit par rapport à l'horizon visible de - pour la rotation du ciel.

B. Un exemple de calcul du temps méridien et de choix d'un schéma saisonnier du ciel étoilé

Le 8 mai 1982, en mer Baltique (latitude ? = 59,5° N ; longitude ? = 24,8 ° Ost, des observations du ciel étoilé sont programmées à l'heure TC = 00H30M selon l'heure standard (été de Moscou) des étoiles de navigation.

Sur le rivage, on peut prendre environ un TM égal à celui d'été, réduit de 2 heures.Dans notre exemple :

Dans tous les cas, lorsque le temps d'observation standard du TS est inférieur à NС, avant d'effectuer la soustraction, le TS doit être augmenté de 24H ; dans ce cas, la date mondiale sera inférieure à la date locale une par une. S'il s'avère qu'après avoir terminé l'ajout, Tgr s'est avéré être supérieur à 24H, vous devez supprimer 24H et augmenter la date du résultat d'une unité. La même règle s'applique lors du calcul de TM par Ggr et ?.

Le choix du schéma saisonnier et son orientation

Date locale 7 mai et l'instant TM = 22CH09M selon tableau. 1 le schéma saisonnier de la Fig. 1. Mais ce schéma est construit pour TM = 21H le 7 mai, et nous effectuerons des observations à 1H09M plus tard (en degré 69M : 4M = 17°). Par conséquent, le méridien local (ligne S - PN) sera situé à gauche du méridien central du diagramme de 17° (si nous n'avions pas observé plus tard, mais plus tôt, le méridien local se serait déplacé vers la droite).

Dans notre exemple, la constellation de la Vierge passera par le méridien local au-dessus du point Sud et la constellation de la Grande Ourse près du zénith, et Cassiopée sera située au point Nord (voir la carte des étoiles pour t? = 13H09M et ? K = 163 °).

Pour identifier les étoiles de navigation, l'orientation par rapport à la Grande Ourse servira (Fig. 1).

Travaux de laboratoire n°15

DÉTERMINER LA LONGUEUR DES QUEUES DE COMÈTE

but du travail- par l'exemple du calcul de la longueur des queues cométaires, familiarisez-vous avec la méthode de la triangulation.

Appareils et accessoires

Carte mobile du ciel étoilé, photographies d'une comète et du disque solaire, une règle.

Brève théorie

On sait que les mesures en général, en tant que comparaison de la quantité mesurée avec un étalon, sont divisées en directes et indirectes. De plus, s'il est possible de mesurer la quantité d'intérêt par les deux méthodes, alors les mesures directes, en règle générale, sont préférables. Or, c'est lors de la mesure de grandes distances que l'utilisation de méthodes directes est difficile, voire parfois impossible. Le raisonnement ci-dessus devient évident si l'on se souvient que l'on peut parler non seulement de mesures de grandes longueurs à la surface de la Terre, mais aussi d'estimation de distances par rapport aux objets spatiaux.

Il existe un nombre important de méthodes indirectes pour estimer les grandes distances (radio et photolocalisation, triangulation, etc.). Dans cet article, une méthode astronomique est envisagée, à l'aide de laquelle il est possible de déterminer les tailles des trois queues de la comète Donati à partir d'une photographie.

Pour déterminer la longueur des queues cométaires, la méthode de triangulation déjà connue est utilisée, en tenant compte de la connaissance de la parallaxe horizontale de l'objet céleste observé.

La parallaxe horizontale est l'angle (Fig. 1) auquel le rayon moyen de la Terre est visible depuis un corps céleste.

Si cet angle et ce rayon de la Terre sont connus (R Fig. 1), on peut estimer la distance à l'astre L o. La parallaxe horizontale est estimée à l'aide d'instruments précis pour un quart de jour de rotation de la Terre autour de son axe, en tenant compte du fait que des corps célestes peuvent être projetés sur la sphère céleste.

En conséquence, les dimensions angulaires des queues et de la tête de la comète peuvent être déterminées. Pour cela, une carte du ciel étoilé est utilisée, prenant en compte les coordonnées des étoiles des constellations connues (déclinaison et ascension droite).

Si la distance à un corps céleste est déterminée à partir de la parallaxe connue, alors les tailles des queues peuvent être calculées en résolvant le problème inverse du déplacement de parallaxe.

Ayant déterminé l'angle , on peut déterminer les dimensions de l'objet AB :

(angle exprimé en radians)

Compte tenu de cela, il est nécessaire d'entrer dans l'échelle, ce qui nous donne une image photographique d'un objet céleste. Pour ce faire, vous devez sélectionner deux étoiles (au moins) sur la photographie d'une constellation connue. Il est souhaitable qu'ils soient situés sur le premier méridien céleste. Ensuite, la distance angulaire entre eux peut être estimée à partir de la différence de leur déclinaison.

(αˊ est la distance angulaire entre deux étoiles)

On retrouve la déclinaison des étoiles à l'aide d'une carte animée du ciel étoilé ou à partir d'un atlas. Ensuite, en mesurant les dimensions d'une section du ciel étoilé à l'aide d'une règle ou d'un pied à coulisse (microscope de mesure), on détermine le coefficient linéaire des photographies, qui sera égal à :

α 1 est le coefficient linéaire-angulaire de l'image donnée, et [mm] est déterminé à partir de la photographie.

Ensuite, nous mesurons les dimensions linéaires de l'astre et déterminons les dimensions angulaires passant par :

(un "est les dimensions linéaires d'une partie distincte du corps céleste).

En conséquence, vous pouvez estimer les vraies dimensions de l'objet :.

1. Déterminez les dimensions linéaires des trois queues de la comète Donati à partir de la photographie. Parallaxe horizontale p = 23 ".

3. Estimez, avec quelle erreur les tailles de queue sont déterminées.