shpory_po_astronomii
.pdfОтветы на экзаменационные вопросы.
1. Предмет и задачи астрономии. Разделы астрономии. Основные этапы развития астрономии. Общее представление о масштабах и структуре Вселенной и физическом состоянии материи.
Предмет и задачи астрономии:
Астрономия – наука о Вселенной, изучающая расположение, движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и образованных ими систем. Астрономия исследует Солнце, звёзды, планеты и их спутники, кометы, метеоры, туманности, звёздные системы, вещество, заполняющее пространство между звёздами и планетами.
Основные задачи:
1.Изучение видимых, а затем и действительных положений и движений небесных тел в пространстве, определение их размеров и формы.
2.Изучение строения небесных тел, исследование химического состава и физических свойств вещества в них.
3.Решение проблемы происхождения и развития отдельных небесных тел и образуемых ими систем.
Разделы астрономии
Принято выделять три основных раздела:
1.астрометрию (изучает положение и движение небесных тел и Земли. У астрометрии две важные цели: 1.Установление системы небесных координат; 2.Получение параметров, наиболее полно характеризующих закономерности движения небесных тел и вращение Земли);
2.небесную механику (Небесная механика изучает движение небесных тел под действием тяготения,
разрабатывает методы определения их орбит, позволяет рассчитать координаты на дальнейшее время
(эфемериды), рассматривает движение и устойчивость систем естественных и искусственных небесных тел. Раздел небесной механики, связанный с определением орбит и расчётом эфемерид,
называют теоретической астрономией); 3. астрофизику (Астрофизика изучает происхождение, строение, химический состав, физические
свойства и эволюцию как отдельных тел, так и их систем, вплоть до всей Вселенной в целом.
Астрофизика подразделяется на практическую и теоретическую).
Основные этапы развития астрономии:
3 тыс. лет до н.э. (Египет) – по наблюдениям за появлением Сириуса довольно точно была определена продолжительность тропического года.
2 тыс. лет до н.э. (Китай) – видимые движения Солнца и Луны были изучены до такой степени, что можно было предсказывать солнечные и лунные затмения.
II век до н.э., Гиппарх (Древняя Греция, Родос) составил первый каталог звёзд и создал геометрическую теорию эпициклов, которая легла в основу геоцентрической системы мира.
II век н.э., Птолемей (Древняя Греция, Александрия) – автор труда «Мегале Синтаксис», или
«Альмагест».
В средние века астрономия развивалась в основном в Средней Азии.
Эпоха великих географических открытий, промышленная революция и Реформация подтолкнули развитие астрономической науки в Европе.
Николай Коперник в труде «Об обращениях небесных сфер» (1543) разработал гелиоцентрическую систему мира.
Иоганн Кеплер установил законы движения планет (1609 – 1618).
Галилео Галилей одним из первых использовал телескоп для астрономических целей (1609),
открыл четыре спутника Юпитера (1610).
Исаак Ньютон установил основные законы механики, а также закон всемирного тяготения
(1686).
XVII – XIX века – открытия новых планет, спутников, астероидов.
Середина XIX века и далее – спектральный анализ и фотографирование (в видимом диапазоне).
XX век – астрофизика, СТО, ОТО, современная космология.
С 1940-х годов – радиоастрономия.
1957-й – первый искусственный спутник.
1961-й – первый полёт человека в космос.
1969-й – высадка людей на Луну.
1970-е – 1990-е – исследования Марса, Венеры, далёких планет.
1990-е – 2000-е – космический телескоп им. Хаббла. (Hubble Space Telescope), открытие
планет у других звёзд.
Общее представление о масштабах и структуре Вселенной и физическом состоянии вещества.
Земля → Солнечная система → Галактика Млечный Путь (150 млрд. звёзд) → Местная группа галактик (более 50 галактик) → Местное сверхскопление галактик (около 30 тыс. галактик). В общем случае: Звёздная система → Скопление звёзд (10 – 100 тыс. звёзд) → Галактика (1 млрд. – 1 трлн.
звёзд) → Местная группа галактик → Местное скопление галактик (1 тыс. – 10 тыс. галактик) →
Местное сверхскопление галактик. Скопления галактик располагаются вдоль границ огромных ячеек. С Земли невооружённым взглядом можно наблюдать объекты, в основном принадлежащие нашей Галактике.
Среднее расстояние от Земли до Солнца – 150 млн. км, или 1 а.е.
Орбита Нептуна ~ 30 а.е.
Внешняя граница облака Оорта (граница Солнечной системы) ~ 1 световой год
Расстояние до ближайшей (после Солнца) к нам звезды (альфа Центавра C, или Проксима) – 1.3 пк (парсека), 1 пк ≈ 3.26 световых года.
Наша Галактика состоит из более чем 150 млрд. звёзд и представляет собой «диск» диаметром
100 тысяч световых лет и толщиной 10 тысяч световых лет.
Ближайшая галактика – карликовая галактика в созвездии Большого Пса (CMa Dwarf),
состоящая всего из 1 млрд. звёзд, находится на расстоянии 25 тысяч световых лет от Солнечной системы.
Ближайшая сверхгигантская галактика – Туманность Андромеды. Содержит около 1 трлн.
звёзд и находится на расстоянии 2.54 млн. световых лет от Солнечной системы.
Самая удалённая галактика – IOK-1 – находится в созвездии Волосы Вероники на расстоянии
12.88 млрд. световых лет. Сформировалась через 750 млн. лет после Большого взрыва.
Наблюдаемая часть материи Вселенной в основном сосредоточена в звёздах и межзвёздной среде.
Часть материи пребывает в форме поля (гравитационного, электромагнитного). По современным данным, только около 4 % Вселенной составляет обычная барионная (наблюдаемая) материя. Около
22 % приходится на тёмную материю, небарионная компонента которой не участвует в сильном и электромагнитном взаимодействиях. И ещё 74 % составляет «тёмная энергия».
Среднее расстояние от Земли до Луны ~ 384 400 км.
Среднее расстояние между Солнцем и Землёй ~ 150 000 000 км = 1 а. е.
Среднее расстояние между Солнцем и Сатурном ~ 9,5 а. е.
Среднее расстояние между Солнцем и Нептуном ~ 30 а. е.
Капелла, или альфа Возничего, одна из самых ярких звёзд на небе, расстояние – 42 св. года.
2. Небесная сфера. Основные плоскости, линии и точки небесной сферы.
Светила, их классификация, видимые движения. Горизонтальная и
экваториальные системы координат.
Небесная сфера.
Под небесной сферой принято понимать сферу произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения, и на поверхность этой сферы проецируются все окружающие нас небесные тела или светила. Вращение небесной сферы для наблюдателя, находящегося на поверхности Земли,
воспроизводит суточное движение светил на небе.
Основные плоскости, линии и точки небесной сферы.
ZOZ' – отвесная (вертикальная) линия, SWNE – истинный
(математический) горизонт, aMa' – альмукантарат, ZMZ' – круг высоты
(вертикальный круг), или вертикал
POP' – ось вращения небесной сферы (ось мира), P – северный полюс мира, P' – южный полюс мира, угол PON = φ (широта места наблюдения), QWQ'E – небесный экватор, bMb' – суточная параллель,
PMP' – круг склонения, PZQSP'Z'Q'N – небесный меридиан, NOS –
полуденная линия.
Светила, их классификация, видимые движения Звёзды:
• Невооружённым взглядом в ясную безлунную ночь в северном полушарии видно около 3 000 звёзд,
т. е. всего на небесной сфере видно 6 000 звёзд.
•Взаимное положение звёзд друг относительно друга изменяется крайне медленно, и без специальных приборов такое изменение наблюдать не возможно. Т. о., суточное движение звезды по небесной сфере изо дня в день (из ночи в ночь) одно и то же.
•Звёзды принято объединять в созвездия. В настоящее время выделяют 88 созвездий.
•Самая яркая звезда в созвездии обознается, как правило, α, далее β, γ, δ и т.д. Для менее ярких звёзд используется числовая нумерация. Около 130 самых ярких звёзд имеют собственные названия:
Сириус, Капелла, Вега и др.
На восточной стороне горизонта звёзды восходят, затем поднимаются до некоторой максимальной высоты над горизонтом, после чего опускаются и заходят на западной стороне горизонта. Каждая
звезда всегда восходит в одной и той же точке восточной стороны и заходит всегда в одной и той же точке западной.
Поскольку радиус небесной сферы произволен, положение светила на небесной сфере однозначно определяется двумя угловыми координатами, если задана основная плоскость и начало отсчёта. В
сферической астрономии используются следующие системы небесных координат:
1.Горизонтальная
2.1-я экваториальная
3.2-я экваториальная
4.Эклиптическая
Горизонтальная система координат.(нарисовать рисунок).
Основная плоскость – плоскость математического горизонта.
1) угол mOM = h (высота), 0 ≤ h ≤ 900; –900 ≤ h ≤ 0, или угол ZOM = z
(зенитное расстояние), 0 ≤ z ≤ 1800, z + h = 900. 2) угол SOm = A (азимут), 0 ≤ A ≤ 3600.
1-я экваториальная система координат.(нарисовать рисунок).
Основная плоскость – плоскость небесного экватора.
1)угол mOM = δ (склонение), 0 ≤ δ ≤ 900, –900≤ δ ≤ 0, или уголPOM = p (полюсное расстояние), 0 ≤ p ≤ 1800, p + δ = 900.
2)угол QOm = t (часовой угол), 0 ≤ t ≤ 3600 или 0h ≤ t ≤ 24h.
• Все горизонтальные координаты (h, z, A) и часовой угол t первой экваториальной СК непрерывно изменяются в процессе суточного
вращения небесной сферы. Склонение δ не изменяется.
2-я экваториальная система координат.(нарисовать рисунок).
Основная плоскость – плоскость небесного экватора.
1)угол mOM = δ (склонение), 0 ≤ δ ≤ 900, –900≤ δ ≤ 0, или угол POM = p (полюсное расстояние) 0 ≤ p ≤ 1800, p + δ = 900.
2)угол γOm = α (прямое восхождение), 0 ≤ α ≤ 3600, или 0h ≤ α ≤ 24h.
Системы небесных координат:
•Горизонтальная СК используется для определения направления на светило относительно земных объектов.
•1-я экваториальная СК используется преимущественно при определении точного времени.
•2-я экваториальная СК является общепринятой в астрометрии.
3. Параллактический треугольник и преобразование небесных координат. Восход и заход светил. Верхняя и нижняя кульминации. Моменты времени восхода и захода светил и их азимуты. Сумерки. Белые ночи.
Параллактический треугольник.
Параллактическим называется сферический треугольник, образованный пересечением небесного меридиана (дуга PZ), вертикала (дуга ZM) и часовым кругом (дуга PM). Этот треугольник связывает координаты ЭСК и ГСК:
1) Дуга Qm = t, т.е. угол ZPM = t.
2) Сторона PM = 900 – δ, т.к. mM = δ. 3) Сторона ZM = z
4) угол PZM = 1800 – A, т.к. дуга Sm' = A
5) Сторона PZ = 900 – φ, т.к. угол PON = φ, угол PMZ = q называется параллактическим углом.
Преобразования координат (следует из рисунка про параллактический треугольника)
Используя формулы сферической тригонометрии, для параллактического треугольника можно получить две системы соотношений, связывающих ГСК и ЭСК:
sin sin cos z cos sin z cos A, |
|
|
(1). |
cos sin t sin z sin A, |
|
|
|
cos cos t cos cos z sin sin z cos A |
|
cos z sin sin cos cos cos t, |
|
|
(2). |
sin z sin A cos sin t, |
|
|
cos t |
sin z cos A cos sin sin cos |
Восход и заход светил.
Вследствие суточного вращения небесной сферы все светила описывают круги, плоскости которых параллельны плоскости небесного экватора, т.е. движутся по суточным параллелям. В
зависимости от географической широты места наблюдения φ и
склонения светила δ суточные параллели либо пересекают математический горизонт в двух точках, либо целиком располагаются над ним, либо под ним. Первые светила – восходящие и заходящие. Вторые – незаходящие. Третьи –
невосходящие.
Незаходящие светила это светила, у которых в данной местности с широтой φ высота в нижней кульминации больше 0° (Н≥0° или z (зенитное расстояние)≤90°), невосходящие светила это такие светила, у которых в данной местности с широтой φ высота верхней кульминации ≤ 0° или зенитное
расстояние ≥90°. Если склонение δ ≥ (90°- φ), то светило не заходит, если склонение δ ≤ (90°- φ), то светила не восходит в течение суток над горизонтом на данной широте φ в северном полушарии Земли. (φ больше 0). Все светила со склонениями δ в пределах от –(90°- φ)… (90°- φ) восходят и заходят в данной местности.
Точка пересечения светилом горизонта при движении снизу вверх называется точкой восхода,
сверху вниз – захода.
В случае δ = 900 – φ (для северного полушария) суточная параллель касается горизонта в точке севера N. Условие δ < 900 – φ определяет восходящие и заходящие светила. С учётом южного полушария: |δ| < 900 – |φ|.
Из первой формулы системы (2):
|
|
|
|
cos t |
cos z sin sin |
|
|
|
|
|
cos cos |
||
|
|
|
|
|
||
Пренебрегая рефракцией и суточным параллаксом для светила на горизонте (z = 900): |
||||||
|
|
|
|
cost= -tgφtgδ |
||
Два решения: tзах= t и tвосх= –t. |
|
|
|
|||
Аналогично |
из первой формулы |
системы (1) находятся азимуты точек восхода и захода: |
||||
cos A |
sin |
|
, Aзах= A и Aвосх= 3600 |
– A. |
||
|
|
|||||
|
cos |
|
|
|
Кульминации.(нарисовать рисунок).
Суточная параллель светила пересекает небесный меридиан в двух точках. Явление пересечения светилом небесного горизонта называется кульминацией светила. В верхней кульминации светило имеет максимальную высоту над горизонтом. В нижней кульминации – минимальную. Верхняя кульминация может происходить к югу и к северу от зенита.
hв.к. 900 ,
hн.к. (900 ) , или hн.к. 900 .
Сумерки (нарисовать рисунок)
Излучение Солнца рассеивается в атмосфере, и поэтому даже после полного захода Солнца (либо перед его восходом наблюдаются сумерки – вечерние (или утренние).
Вечерние гражданские сумерки продолжаются до тех пор,
пока высота центра Солнца не станет равной hсолнца = –6º.
Угловой диаметр Солнца d солнца = 32'
Утренние гражданские сумерки начинаются перед восходом Солнца, когда высота его центра hсолнца = –6º.
Навигационные (вечерние и утренние) сумерки длятся в течение времени, пока
–6º ≤ hсолнца < –12º.
За начало или окончание астрономических (вечерних и утренних) сумерек принимается тот момент,
когда высота центра Солнца hсолнца= –18º.
Белые ночи
На географической широте φ = 60034' в день летнего солнцестояния, когда δсолнца = +23026' высота Солнца hсолнца в нижней кульминации (т.е. в полночь) в соответствии с формулой hН.К.= φ + δ – 900
будет равна –60. Т.о., на такой широте в такой день окончание вечерних сумерек совпадёт с началом утренних, т.е. гражданские сумерки длятся всю ночь, которая называется белой. На широте Минска
(φ = 53º55') «гражданские» белые ночи не наступают. Условия для наступления «навигационной» белой ночи практически выполняются в ночь летнего солнцестояния.
4. Эклиптика. Эклиптическая система координат. Движение Солнца по эклиптике. Суточное движение Солнца. Изменение со временем положений небесного экватора, эклиптики и точек весеннего и осеннего равноденствий.
Прецессионное движение северного полюса мира.
Эклиптика
Эклиптика – большой круг небесной сферы, по которому перемещается солнце в течение года среди звезд с запада на восток. Ось эклиптики перпендикулярна плоскости эклиптики. Ось эклиптики пересекается с поверхностью небесной сферой в северном (в северном полушарии) и южном (в
южном полушарии) полюсах эклиптики. Эклиптика пересекается с небесным экватором в 2х точках:
в точке весеннего и осеннего равноденствий. Точки эклиптики, отстоящие на 90° от точек равноденствия, называются точкой летнего (в северном полушарии) и зимнего (в южном полушарии)
солнцестояния.
Измерения высоты Солнца в полдень (т.е. в момент его верхней кульминации) на одной и той же географической широте показали, что склонение Солнца δсолнца в течение года изменяется в пределах от +23026' до –23026', два раза проходя через нуль. Прямое восхождение Солнца αсолнца на протяжении года также постоянно изменяется от 0 до 3600 или от 0 до 24h. Рассматривая непрерывное изменение обеих координат Солнца, можно установить, что оно перемещается среди звёзд с запада на восток по большому кругу небесной сферы, который называется эклиптикой.
Название эклиптика связано с затмениями (eclipse) Луны или Солнца, т.к. они происходят, когда Луна в день новолуния или полнолуния пересекает круг эклиптики.
Эклиптическая СК.(нарисовать рисунок)
Основная плоскость – плоскость эклиптики εγε'Ω. Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного меридиана под углом ε = 23026'. ПП' – ось эклиптики, ε – точка летнего солнцестояния, ε' – точка зимнего солнцестояния.
1)γm = λ (эклиптическая долгота);
2)mM = β (эклиптическая широта).
Изменение экваториальных координат Солнца при его движении по эклиптике.
20-21 марта Солнце находится в точке γ, его склонение δсолнца = 0 и прямое восхождение αсолнца = 0. В этот день
(весеннего равноденствия) Солнце восходит точно в точке E и заходит в точке W. Максимальная высота центра Солнца над горизонтом в полдень этого дня (верхняя кульминация): hс= 900– φ + δс=
900– φ. Затем Солнце сдвинется по эклиптике ближе к точке ε, т.е. δс> 0 и αс> 0.
21-22 июня Солнце находится в точке ε, его склонение максимально δсолнца= 23026', а прямое восхождение αсолнца= 6h. В полдень этого дня (летнего солнцестояния) Солнце поднимается на
максимальную высоту над горизонтом: hсолнца= 900– φ + 23026'. Т.о., в средних широтах Солнце НИКОГДА не бывает в зените Широта Минска φ = 53055'. Затем Солнце сдвинется по эклиптике ближе к точке Ω, т.е. δсолнца начнёт уменьшаться.
Около 23 сентября Солнце придёт в точку Ω, его склонение δсолнца = 0, прямое восхождение
αсолнца = 12h. Этот день (начало астрономической осени) называется днём осеннего равноденствия.
22-23 декабря Солнце окажется в точке ε', его склонение минимально δсолнца= – 23026', а прямое восхождение αсолнца = 18h. Максимальная высота над горизонтом: hсолнца= 900– φ – 23026'.
Изменение экваториальных координат Солнца в течение года происходит неравномерно. Склонение изменяется быстрее всего при движении Солнца вблизи точек равноденствий, и медленнее всего – вблизи точек солнцестояний. Прямое восхождение, наоборот, медленнее изменяется вблизи точек равноденствий, и быстрее – вблизи точек солнцестояний.
Видимое движение Солнца по эклиптике связано с действительным движением Земли по своей орбите вокруг Солнца, а также с тем фактом, что ось вращения Земли не перпендикулярна плоскости её орбиты, а составляет угол ε = 23º26'. Если бы ε = 0º, то на любой широте в любой день года день был бы равен ночи (без учёта рефракции и размера Солнца). Полярные дни, длящиеся от 24h до полугода и соответствующие ночи, наблюдаются за полярными кругами, широты которых определяются условиями: φ = ±(90º – ε) = ± 66º34'.
Изменение со временем положений небесного экватора, эклиптики и точек весеннего и осеннего равноденствий.
Положение оси мира и, следовательно, плоскости небесного экватора, а также точек γ и Ω не постоянно, а периодически изменяется. Прецессия – предварение [равноденствий] (лат. praecessio aequinoctiorum). Вследствие прецессии земной оси ось мира описывает конус вокруг оси эклиптики с углом раствора ~23,50 за 26 000 лет. Вследствие возмущающего действия планет кривые,
описываемые полюсами мира, не замыкаются, а стягиваются в спираль.
Т.к. и плоскость небесного экватора, и плоскость эклиптики медленно изменяют свое положение в пространстве, то точки их пересечения (γ и Ω) медленно перемещаются к западу. Скорость перемещения (общая годовая прецессия в эклиптике) за год: L = 3600/26 000 = 50,26''. Общая годовая прецессия в экваторе: m = Lcosε = 46,11''. В начале нашей эры точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овна, от которого и получила своё обозначение (γ), а точка осеннего равноденствия – в созвездии Весов (Ω). С тех пор точка γ переместилась в созвездие Рыб, а точка Ω –
в созвездие Девы, но их обозначения остались прежними.