Принципи вимірювання часу (шкали вимірювання і системи відліку). Зоряний час. Сонячний час: справжній і середній. Рівняння часу. Шкала всесвітнього часу. Шкала атомного часу. Координований всесвітній час. Системи відліку: місцевий, всесвітній, поясний час та зв’язок між ними. Лінія зміни дат. Літній та зимовий час. Календар. Сонячні, місячні та місячно-сонячні календарі. Юліанський та григоріанський календарі.

Календар

Система рахунку тривалого часу називається календарем. За багатовікову історію людства було розроблено (і використовувалося) багато різних систем календарів. Але все календарі можна розділити на три основні типи: сонячні, місячні та місячно-сонячні. В основі сонячних календарів лежить тривалість тропічного року, в основі місячних календарів - тривалість місячного або синодического, місяця, місячно-сонячні календарі засновані на обох цих періодах. Сучасний календар, прийнятий у більшості країн, є сонячним календарем.
Прикладом місячного календаря є магометанською календар, місячний рік якого складається з 12 місячних місяців і містить 354 або 355 середніх сонячних діб.
У єврейському місячно-сонячному календарі рік складається з 12 місяців (354 дні), то з 13 місяців (384 дня). Крім того, є роки "недостатні" (353 дня і 383 дня) і "надлишкові" (за 355 і за 385 днів).
Основною одиницею заходи часу сонячних календарів, як вже було сказано, є тропічний рік. Тривалість тропічного року в середніх сонячних добі дорівнює 365,2422 (365d5h48m46s).
При складанні сонячного календаря необхідно виконати дві умови:
1) тривалість календарного року, в середньому за кілька років, повинна бути як можна ближче до тривалості тропічного року;
2)календарний рік повинен містити ціле число діб, так як незручно було б починати один рік вночі, інший - вранці, третій - ввечері і т.д.
В юліанському календарю (старий стиль), розробленому олександрійським астрономом Созігеном і введеному Юлієм Цезарем в 46 р. до н.е., ці умови виконуються дотриманням наступного простого правила: тривалість календарного року вважається рівній 365 середнім сонячним діб три роки поспіль, а кожен четвертий рік містить 366 діб.
Роки тривалістю в 365 діб називаються простими, а в 366 діб - високосними. Високосними роками в юліанському календарю є ті роки, номери яких діляться на 4 без залишку. У високосному році в лютому 29 днів у простому - 28.
Таким чином, тривалість року в юліанському календарю у середньому за 4 роки дорівнює 365,25 середніх сонячних діб, тобто календарний рік довше тропічного лише на 0,0078 діб.
Рахунок часу юлианскими роками за 128 років дасть розбіжність з рахунком тропічними роками приблизно в 1 добу, а за 400 років - близько 3 діб (наприклад, день весняного рівнодення через 400 років за юліанським календарем наступить на три дні раніше). Розбіжність це практичного значення не має і юліанським календарем користувалися всі європейські країни близько 16 століть.
Григоріанський календар (новий стиль) виникла в результаті реформи юліанського календаря, виробленої в 1582 році папою римським Григорієм XIII з релігійних міркувань.
Справа в тому, що зазначена вище невелике розходження юліанського календаря з рахунком тропічними роками виявилося незручним для церковного літочислення. За правилами християнської церкви свято великодня повинен був наступати в першу неділю після весняного повного місяця, тобто першого повного місяця після дня весняного рівнодення. У рік, коли було встановлено це правило на Нікейському Соборі (325 р, н.е.), день весняного рівнодення за юліанським календарем припадав на 21 березня. У 1582 р., тобто через 1257 років він став припадати на 11 березня. Цей перехід дня весняного рівнодення (за 128 років на одну добу) на більш ранні дати вносив плутанину і невизначеність в визначення дня великодня та інших християнських свят. Реформа календаря, вироблена за проектом італійського математика і лікаря Лилио, передбачала, по-перше, повернення календарної дати 21 березня на день весняного рівнодення і, по-друге, зміна в правилі рахунку простих і високосних років з метою зменшення розбіжності з рахунком тропічними роками. Тому у буллі папи Григорія XIII там були два принципові пункти:
1) після 4 жовтня 1582 р. було наказано вважати не 5, а 15 жовтня.
2) не вважати надалі високосними ті роки століть, у яких кількість сотень не ділиться без залишку на 4 (1700, 1800, 1900 і 2100 і т.д.).
Першим пунктом цього постанови усувалася розбіжність у 10 діб юліанського календаря з рахунком тропічними роками, що накопичилася з 325 р., і день весняного рівнодення в наступному році знову настав 21 березня.
Другим пунктом тривалість календарного року в середньому за 400 років встановлювалася рівній 365,2425 середніх сонячних діб. Таким чином, середній календарний рік став довшим тропічного всього на 0,0003 діб і рахунок часу за григоріанським календарем і тропічними роками дасть розбіжність в 1 добу лише через 3300 років. Тому подальше вдосконалення григоріанського календаря в цьому напрямку недоцільно.
Григоріанський календар був введений в більшості західних країн протягом XVI-XVII вв. У Росії перейшли на новий стиль тільки в 1918 р. У цьому році, за декретом Радянського уряду, замість 1 лютого стали вважати 14 лютого, так як розбіжність юліанського календаря з рахунком тропічними роками до 1918 р. склало вже 13 діб. Це розходження в 13 діб буде зберігатися до 15 лютого 2100 р. за старим стилем, або до 28 лютого 2100 р. за новим стилем. Після цієї дати вона збільшиться на одну добу і стане рівним 14 діб.
Початок календарного року (Новий рік) поняття умовне. У минулому В деяких країнах Новий рік починався і 25 березня, і 25 грудня і в інші дні. У Росії, наприклад, до XV ст. першим днем року вважали 1 березня, а з XV ст. до 1700 р. - 1 вересня. І тільки поступово за початок календарного року стали повсюдно вважати 1 січня, як і при введенні юліанського календаря в 46 р. до н.е. Умовною є і вибір початку рахунку років, тобто встановлення ери. У минулому існувало до 200 різних ер, пов'язаних або з реальними подіями (зведенням на престол монархів, війнами, олімпіадами), або з легендарними (заснування Рима), а найчастіше релігійними подіями ("створення світу", "всесвітній потоп" і т.п.).
Початок рахунку років від "різдва Христового" було запропоновано вченим ченцем Діонісієм в 525 р. н.е. (1284 р. від "заснування Рима").
Без жодних доказів він оголосив, що Христос народився 532 роки тому, і тому наступні роки стали нумеруватися як 533, 534, 535 і т.д. від "різдва Христового". Таким чином, наша ера є такою ж умовної, як і ера "від створення світу", і вона ведеться від такого ж нереального події. Чернець ж Діонісій вибрав 532 року тому, що свято пасхи через цей період знову доводиться на ті ж дати. Дійсно, 532 = 4; 19, де 4 - період високосних років, 7 - кількість днів тижня, а 19 - кількість років, через які місячні фази доводяться знову на ті ж календарні числа (метонов цикл). Встановлення дванадцяти місяців у році і семи днів на тиждень, хоча і має астрономічне обґрунтування, але, по суті справи, також є умовним і зберігається досі за традицією.
Можна придумати (і придумані) календарні системи ще більш точні, ніж григоріанський календар. Але так як точність останнього більш ніж достатня, то в зміні середньої тривалості календарного року (тобто в зміні правила рахунку високосних років) немає необхідності. Бажана лише реформа в розподілі днів по місяцях. У григоріанському календарі місяці мають різну тривалість - від 22 до 31 дня. Це незручно. Таке ж незручність мають і квартали року.
Запропоновано кілька проектів реформи григоріанського календаря, які передбачають усунення або зменшення цих недоліків. Один з них, мабуть, найпростіший, полягає в наступному.
Усі квартали року мають однакову тривалість по 13 тижнів, тобто за 91 дня. Першого місяця кожного кварталу містить 31 день, інші два - за 30 днів. Таким чином, кожен квартал (рік) буде починатися завжди в один і той же день тижня.
Але так як 4 квартали з 91 дня містить 364 дні, а рік повинен містити 365 або 366 днів (високосний), то між 30 грудня та 1 січня вставляється день поза рахунку місяців і тижнів - міжнародний неробочий день Нового року. А у високосному році такий же неробочий день, поза рахунку місяців і тижнів, вставляється після 30 червня. Проте питання про введення нового календаря може бути вирішене тільки в міжнародному масштабі.

Юліанські дні

Вирахуванням більш ранньої дати одного події з більш пізньої дати іншого, даних в одній системі літочислення, можна обчислити кількість діб, що пройшли між цими подіями. При цьому необхідно враховувати кількість високосних років; при великих проміжках часу обчислення можуть представити деякі незручності і дати невпевненість в результатах. Тому завдання про числі діб, що пройшли між двома заданими датами в астрономії (наприклад, при дослідженні змінних зірок), зручніше вирішується за допомогою юліанського періоду, або юліанських днів. Так називаються дні, які рахуються безперервно з 1 січня 4713 р. до н.е. Початком кожного юліанського дня вважається середній Гринвіч полудень. В астрономічних щорічниках або в спеціальних таблицях даються цілі числа юліанських днів, що пройшли з початку рахунку до середнього за Гринвічем полудня певної дати. Наприклад, середній Гринвіч вдень 10 січня 1966 р. У юліанських днях виразиться числом 2439 136, а середня Гринвічська опівночі цієї ж дати - числом 2439 135,5.
Початок рахунку юліанських днів - умовне і запропоновано в XVI ст. н.е. Скалігером, як початок великого періоду в 7980 років, що є твором трьох менших періодів:
1) періоду в 28 років, через який повторюється розподіл днів семиденного тижня по днях року;
2) періоду в 19 років (метонов цикл);
3) періоду в 15 років, що вживався в римській податковій системі. Скалігер, виходячи з прийнятих в той час номерів років в цих трьох періодах, розрахував, що перші номери всіх трьох циклів припадали на 1 січня 4713 р. До н.е.
Період в 7980 років Скалігер назвав "юліанським" на честь свого батька Юлія.

Лінія зміни дати

При рахунку часу календарними днями необхідно домовитися, де (на якому меридіані) починається нова дата (число місяця).
За міжнародною угодою лінія зміни дати (демаркаційна лінія) проходить в більшій своїй частині по меридіану, що відстає від за гринвічем на 180°, відступаючи від нього до заходу - біля островів Врангеля і Алеутських, на схід - у частині Азії, островів Фіджі, Самоа, Тонгатабу, Кермадек і Чатів. Необхідність встановлення лінії зміни дати викликана такими міркуваннями.
При кругосвітню подорож з заходу на схід мандрівник проходить пункти, де годинник, що йдуть за місцевим (або поясним часом, показують все більше порівняно з місцевим (поясним) часом пункту відправлення мандрівника. Поступово перекладаючи стрілки своїх годин вперед, до кінця кругосвітньої подорожі мандрівник налічує одні зайві добу. І навпаки, при кругосвітню подорож зі сходу на захід - одні доба губляться.
Щоб уникнути пов'язаних з цим помилок в рахунку днів і встановлена лінія зміни дати.
На захід від лінії зміни дати число місяця завжди на одиницю більше, ніж на схід від неї. Тому після перетину цієї лінії з заходу на схід необхідно зменшити календарне число, а після перетину її зі сходу на захід, навпаки, збільшити на одиницю. Наприклад, якщо корабель перетинає демаркаційну лінію 8 листопада, йдучи з заходу на схід, то на кораблі дата опівночі, наступну після перетину цієї лінії, не змінюється, тобто два дні поспіль датуються як 8 листопада. І навпаки, якщо корабель перетинає цю лінію 8 листопада, йдучи зі сходу на захід, то опівночі, наступну після переходу через неї, дата змінюється відразу на 10 листопада, а дня з назвою 9 листопада на кораблі не буде.
Дотримання цього правила виключає помилку в рахунку днів, вперше допущену учасниками першої навколосвітній експедиції Магеллана в XVI в., коли вони, повернувшись на батьківщину, виявили, що розійшлися в рахунку днів і чисел місяця з жителями, остававшимися на місці, рівно на одну добу.

Час

Місцевий час і довгота. Час, виміряний на даному географічному меридіані, називається місцевим часом цього меридіана.. Для всіх місць на одному і тому ж меридіані часовий кут точки весняного рівнодення (або Сонця, або середнього сонця) в якийсь момент один і той же. Тому на всьому географічному меридіані місцевий час (зоряне або сонячне) в один і той же момент однаково.
Якщо різниця географічних довгот двох місць є Dl , то в більш східному місці часовий кут будь-якого світила буде на Dl більше, ніж часовий кут того ж світила в більш західному місці. Тому різниця будь-яких місцевих часів на двох меридіанах в один і той же фізичний момент завжди дорівнює різниці довгот цих меридіанів, вираженої в часовий (в одиницях часу).
Безпосередньо з астрономічних спостережень виходить місцевий час того меридіана, на якому ці спостереження зроблені.
Всесвітній час. Місцевий середній сонячний час за гринвічем (нульового) меридіана називається всесвітнім часом Т0 .
Вважаючи у формулі (1.26) Tm2 = T0 і l 2 = 0, Tm1 = Tm і l 1 = l , отримаємо:

T_m = T₀ + l ,(1.27)

тобто місцеве середній час будь-якого пункту на Землі завжди одно всесвітнього часу в цей момент плюс довгота даного пункту, виражена в часовий мірою і числення позитивної на схід від Гринвічу.
В астрономічних календарях моменти більшості явищ вказуються за всесвітнього часу T0. Моменти цих явищ за місцевим часом Тт. легко визначаються за формулою.
Поясний час. У повсякденному житті користуватися як місцевим середнім сонячним часом, так і всесвітнім часом незручно. Першим тому, що місцевих систем рахунку часу в принципі стільки ж, скільки географічних меридіанів, тобто безліч. Тому для встановлення послідовності подій або явищ, зазначених за місцевим часом, абсолютно необхідно знати, крім моментів, також і різниця довгот тих меридіанів, на яких ці події або явища мали місце. Послідовність подій, зазначених за всесвітнього часу, встановлюється легко, але велика різниця між всесвітнім часом і місцевим часом меридіанів, віддалених від за Гринвічем на значні відстані, створює незручності при використанні всесвітнього часу в повсякденному житті.
У 1884 р. була запропонована поясна система рахунку середнього часу, суть якої полягає в наступному. Рахунок часу ведеться лише на 24 основних географічних меридіанах, розташованих один від одного по довготі точно через 15° (або через 1h), приблизно посередині кожного часового поясу. Годинними поясами називаються ділянки земної поверхні, на які вона умовно розділена лініями, що йдуть від її північного полюса до південного і які знаходяться приблизно на 7°,5 від основних меридіанів. Ці лінії, або кордону часових поясів, точно слідують за географічним меридіанах лише у відкритих морях і океанах і в ненаселених місцях суші. На іншому своєму протязі вони йдуть за державним адміністративно-господарським або географічних кордонів, відступаючи від відповідного меридіана в ту або іншу сторону. Часові пояси пронумеровані від 0 до 23. За основною меридіан нульового пояса прийнятий Гринвіч.
Основний меридіан першого часового поясу розташований за Гринвічем від точно на 15° до сходу, другого - на 30°, третього - на 45° і т. д. до 23 часового поясу, основний меридіан якого має східної довготи від Гринвічу 345° (або західної довготи 15°).
Місцеве середній сонячний час основного меридіана якого-або часового поясу називається поясним часом Тп , за яким ведеться рахунок часу на всій території, що лежить в даному часовому поясі. Різниця між місцевим часом Тм будь-якого пункту та його поясним часом Тп на підставі останнього рівняння дорівнює

Тм - Тп = l - пh,(1.28)

де l - східна довгота пункту від Гринвіча, а nh - кількість цілих годин, рівну номером часового поясу, в якому цей пункт знаходиться (довгота основного меридіана часового поясу).
Так як кордони часових поясів віддалені від основних меридіанів приблизно на 7°,5, то різниця (Tm - Тп) може бути дещо більше або менше;30m тільки для пунктів, розташованих поблизу кордонів часових поясів.
Поясний час даного поясу п пов'язано з всесвітнім часом очевидним співвідношенням

Tn = T0 + nh.(1.29)

Також абсолютно очевидно, що різниця поясних часів двох пунктів є ціле число годин, що дорівнює різниці номерів їх часових поясів.
У СРСР поясний час було запроваджено з 1 липня 1919 р. У зв'язку з істотно умовами, що змінилися економічного розвитку країни в 1956 р. кордону часових поясів на території СРСР були переглянуті і з 1 грудня 1956 р. Встановлені нові кордони (див. "Карту часових поясів СРСР" у додатку).

Запитання для самоконтролю:

ü Що таке календар?

ü Як утворюються надлишкові та недостатні дні в календарі?

ü Що таке Юліанський календар?

ü Де проходить лінія зміни дати?

ü Що називають всесвітнім часом?

ü Що являє собою місцевий час?

ü В чому полягає суть поясної системи рахунку середнього часу?

ü Яким співвідношенням пов'язано поясний час даного поясу з всесвітнім часом?

Тема : Видимий рух планет.

План

1. Закони Кеплера.

2. Видимий рух Місяця.

3. Фази Місяця.

4. Затемнення Сонця та Місяця.

5. Приклади розв’язування задач

Рекомендації. При опрацюванні теми звернути увагу на поняття:

Закони Кеплера. Видимий рух Місяця. Фази Місяця. Затемнення Сонця та Місяця.

Література (основна та додаткова):

1. Воронцов-Вельямінов Б.О. Астрономія: Підручник для 11 класу -К.:Радянська школа, 1991.-160с. стр.34-36

2. Боярченко І.Ф. Астрономія – К.:Вища школа. Головне вид.,1976.-320с. стр.77-104

3. Климишин І.А. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів-К.:Знання України, 2002.-192с. стр.42-47

1. Закони Кеплера. Використовуючи дані Птолемея, М. Коперник визначив відносні відстані (в радіусах орбіти Землі) кожної з планет від Сонця, а також їхні сидеричні (відносно зір) періоди обертання навколо Сонця. Це дало змогу Йогану Кеплеру (1618-1621) встановити три закони руху планет.

І. Кожна з планет рухається навколо Сонця по еліпсу, в од-ому з фокусів якого знаходиться Сонце.

Еліпс - це замкнена крива, сума відстаней до кожної точки якої від фокусів F₁ і F₂ рівна його великій осі, тобто 2а, де а - велика піввісь еліпса.

Якщо Сонце перебуває у фокусі F₁ a планета у точці Р, то відрізок прямої F₁P називається радіусом-вектором планети.

Відношення е = с/а, де с - відстань від фокуса еліпса до його центра, називається ексцентриситетом еліпса. Ексцентриситет визначає відхилення еліпса (ступінь його витягнутості) від кола, для якого е = 0,0167.

Орбіти планет у Сонячній системі дуже мало відрізняються від колових. Так, найменший ексцентриситет має орбіта Венери: е = 0,007; найбільший - орбіта Плутона: е = 0,249; ексцентриситет земної орбіти становить е = 0,0167.

Найближча до Сонця точка планетної орбіти П називається п е р и г е л і є м , найдальша точка орбіти А- афелієм.

II. Радіус-вектор планети за однакові інтервали часу описує рівновеликі площі.

З цього закону випливає важливий висновок: оскільки площі 1 і 2 рівні, то по дузі P₁P₂ планета рухається з більшою швидкістю, ніж по дузі Р₃Р₄ тобто швидкість планети найбільша в перигелії П і найменша в афелії А.

III. Квадрати сидеричних періодів обертання планет відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт.

Якщо сидеричні періоди обертання двох планет позначити Т₁ і Т₂, а великі півосі еліпсів - відповідно а₁ і а₂, то третій закон Кеплера має вигляд

Закони Кеплера справедливі не лише для планет, а й для їхніх супутників, як природних, так і штучних.

У 1687 р. І. Ньютон, розглядаючи задачу взаємного притягання небесних тіл, точніше сформулював третій закон Кеплера для випадку, коли планета з масою М має супутник з масою m. Наприклад, для руху Землі навколо Сонця (сидеричний період Т_Å, піввісь орбіти а_Å) і Місяця навколо Землі (відповідно Т_ℂ і а_ℂ) третій закон Кеплера записується так:

де М_ʘ, m_ʘ і m_ℂ - відповідно маси Сонця, Землі і Місяця.

Нехтуючи другими доданками в дужках (малими порівняно з першими), можна визначити масу Сонця в одиницях маси Землі. Таким же чином можна визначити маси й інших небесних тіл, якщо вони мають природні чи штучні супутники.

3. Рух штучних супутників Землі. Наведемо деякі особливості руху штучних супутників Землі. У найпростішому випадку колової орбіти, якщо висота Н супутника над поверхнею Землі і радіус R Землі виражені в кілометрах, його період обертання Т у хвилинах дорівнює

Наприклад, для висот Н = 220, 562 і 1674 км маємо період обертання Т = 89, 96 і 120 хв. Дуже цікавим є випадок, коли Н = 35 800 км: тоді Т = 23 год 56 хв 04 с. А це час, за який Земля здійснює оберт навколо власної осі. Тому, якщо орбіта такого супутника лежить у площині земного екватора, і він рухається в напрямку обертання Землі, то супутник увесь час перебуватиме «нерухомо» над певною точкою земного екватора. Така орбіта називається геостаціонарною.

Найбільша відстань на якій супутник все ще буде обертатись навколо Землі, - 1,5 млн км. Якщо ж супутник опиниться на більшій відстані, то тяжіння з боку Сонця збурюватиме його рух, або повертаючи супутник на менші висоти, або ж перетворюючи його в штучну планету.

Йоган Кеплер

2. Видимий рух Місяця. Місяць - найближче до нас небесне тіло, природний супутник Землі. Зміною свого зовнішнього вигляду він привертав до себе увагу людей з найдавніших часів. Помітити рух Місяця на небі можна вже за 10-15 хв, бо його зміщення серед зір відбувається дуже швидко: за 1 годину він проходить з заходу на схід майже 0,5°. Кутова швидкість Місяця за добу становить від 11° до 15°.

Проміжок часу, за який Місяць, описуючи повне коло на небесній сфері, повертається до тієї самої точки, називається сидеричним або зоряним місяцем (від лат. «сідус» - «зоря»). Сидеричний місяць дорівнює 271/3 доби.

Ретельне вивчення видимого руху Місяця серед зір з нанесенням його шляху на зоряну карту приводить до висновку, що Місяць рухається на небесній сфері по великому колу, нахиленому до екліптики приблизно на 5°, що майже дорівнює 10 його кутовим діаметрам. Це коло перетинає екліптику у двох діаметрально протилежних точках, що називаються вузлами місячної орбіти. Вузол, у якому Місяць, рухаючись небом, опускається під екліптику і відхиляється на південь, називається низхідним, а той, у якому через 13,6 доби він піднімається над екліптикою і відхиляється на північ, називається висхідним.

Легко помітити, що умови видимості Місяця в різні пори року дуже відрізняються. Влітку у повні Місяць перебуває на небі низько і недовго, а взимку сяє високо і подовгу, бо дуга екліптики

на нічному літньому небі лежить під небесним екватором, а взимку - над ним. Найменша висота Місяця влітку для широти φ = 50° може становити 11°, найбільша його висота взимку для широти φ = 50° може становити 68°.

3. Фази Місяця. Поверхня Місяця світиться відбитим сонячним світлом, тому його зовнішній вигляд змінюється залежно від того, яке положення він займає відносно Сонця. Така зміна зовнішнього вигляду Місяця для спостерігача на Землі називається фазами Місяця. Розрізняють чотири найголовніші фази: новий Місяць - 1, перша чверть - 3, повня (повний Місяць) - 5, третя (остання) чверть - 7.

Досліджуючи положення Місяця серед зір у моменти повторення однієї й тієї ж фази, можна зробити висновок: однакові фази Місяця повторюються приблизно через кожні S = 29,5 доби, але настають вони в різних точках місячної орбіти - у кожному наступному місяці на 30° східніше порівняно з попереднім.

Проміжок часу S між двома однойменними фазами Місяця називається синодичним місяцем (від грец. «синодос» - «зближення», мається на увазі зближення нового Місяця з Сонцем).

Як бачимо, тривалість синодичного місяця більша від сидеричного. Неважко з'ясувати, чому це так. Нехай у початковий момент Місяць у повні перебуває біля якоїсь зорі. Через 27,3 доби він знову зблизиться з нею. Однак, Земля за цей час зміститься по своїй орбіті (а відповідно і Сонце на небесній сфері) на кут близько 27,3°. Тому, щоб зайняти те ж саме положення відносно Сонця і знову бути у повні, Місяць повинен рухатися Ще 2¼ доби. Ця величина якраз і складає різницю між сидеричним місяцями.

4. Затемнення Сонця та Місяця. Земля і Місяць, освітлюючись Сонцем, відкидають тіні у вигляді конусів у бік, протилежний від Сонця. Конус земної тіні довший за місячний, а його діаметр на відстані Місяця перевершує діаметр Місяця більш ніж у 2,5 рази. Рухаючись навколо Землі, Місяць двічі на місяць опиняється на лінії Земля-Сонце. У такі моменти і може настати сонячне чи місячне затемнення.

Сонячне затемнення відбувається тоді, коли тінь від Місяця потрапляє на поверхню Землі. Воно спостерігається по-різному в різних точках земної поверхні. Диск Сонця буде повністю закритим тільки для спостерігача, який знаходиться всередині місячної тіні, середнє значення діаметра якої на поверхні Землі -100 км. У цій вузькій зоні буде спостерігатись повне сонячне затемнення.

На ділянках земної поверхні, куди падає півтінь від Місяця, всередині так званого конуса місячної півтіні, буде спостерігатись часткове сонячне затемнення.

Оскільки відстань Місяця від Землі внаслідок еліптичності його орбіти змінюється від 405 500 км до 363 300 км, а довжина конуса його повної тіні становить 374 000 км, то іноді вершина цього конуса не досягає поверхні Землі. У такому випадку краї сонячного диска залишаться відкритими і будуть утворювати тонке блискуче кільце навколо темного диска Місяця. Таке затемнення називається кільцевим.

У різних точках Землі сонячне затемнення настає в різний час. Внаслідок руху Місяця навколо Землі та обертання Землі навколо осі тінь від Місяця переміщується по земній поверхні приблизно з заходу на схід, утворюючи смугу довжиною кілька тисяч кілометрів і максимальною шириною 270 км. Повна фаза затемнення, коли Сонце повністю закривається диском Місяця, триває не більше 7,5 хв.

Разом з частковими фазами, коли Місяць тільки насувається на Сонце або сходить з його диска, сонячне затемнення може тривати більше двох годин. Очевидно, що затемнення Сонця можуть відбуватись тільки у фазі нового місяця.

Місячне затемнення відбувається тоді, коли Місяць потрапляє в конус тіні, відкинутої Землею. Оскільки під час затемнення Місяць насправді позбавляється сонячного світла, то місячне затемнення видно на всій нічній півкулі Землі і для всіх точок цієї півкулі починається і закінчується водночас.

Повна фаза затемнення може тривати до 1 год 40 хв, а все місячне затемнення триває більше трьох годин. Очевидно, що місячні затемнення можуть відбуватись тільки під час повні.

Якби площина місячної орбіти збігалась із площиною екліптики, то сонячні й місячні затемнення спостерігалися б кожного синодичного місяця. Але вона нахилена до площини екліптики під кутом у 5°, тому Місяць може пройти або вище, або нижче диска Сонця чи конуса тіні Землі.

Щоб відбулося сонячне або місячне затемнення, необхідно, щоб Місяць у фазі нового місяця або ж у повні знаходився поблизу одного з вузлів своєї орбіти, тобто недалеко від екліптики.

Кожного року обов'язково буває два сонячних затемнення; за доброго збігу обставин їх може відбутись навіть п'ять. Що стосується місячних затемнень, то, згідно з розрахунками, їх може бути на рік два чи три, а може і зовсім не бути. Отже, мінімальна кількість затемнень на рік - два (обидва сонячні), максимальна - сім (п'ять сонячних і два місячних, або чотири сонячних і три місячних).

Послідовність затемнень повторюється майже точно у тому ж порядку через деякий проміжок часу, що називається саросом (з єгипетської - «повторення»). Сарос, відомий задовго до початку нашої ери, складає 18 років і 10,3 чи 11,3 доби (залежно від того, скільки високосних років було в періоді).

Повторення послідовності сонячних та місячних затемнень Збувається через повторення взаємного положення Сонця, Місяця і вузлів місячної орбіти на небесній сфері. Впродовж кожного сароса буває 43 сонячних затемнення і 25-29 місячних. На певній географічній довготі те ж затемнення повторюється через три сароси. А в конкретному пункті Землі повне сонячне затемнення трапляється в середньому раз на 300 років.

Приклади розв’язування задач.

1. Визначте синодичний період обертання Меркурія, знаючи, що його зоряний період обертання навколо Сонця дорівнює 0,24 року.

Розв'язання: Кутова швидкість Землі (кут, який описується нею за добу) складає , кутова швидкість Меркурія — , де — число діб за рік, Т — зоряний період обертання планети, виражений у добах. Отже, за добу Земля обганяє планету на - . Якщо S — синодичний період планети в добах, то через S діб Земля обжене планету на 360°, тобто

= 360°, або = - .

Для внутрішніх планет, що обертаються швидше, ніж Земля, > (планета буде обганяти Землю), треба писати:

= - .

Звідки одержуємо S = , S = = 0,316 (року), або 115,3 доби.

2. Обчисліть період обертання Нептуна навколо Сонця, знаючи, що його середня відстань від Сонця дорівнює 30 а.о.

Розв'язання: Скористаємося третім законом Кеплера: ,

де Т_Н — зоряний період Нептуна, а_Н — середня відстань від Сонця (велика піввісь орбіти), — зоряний період Землі, —велика піввісь земної орбіти (1 а.о.).

Тоді Т_Н= відкіля Тн = = 164,3 (роки).

3. Визначте відстань від Сонця до Урана, знаючи, що період обертання Урана навколо Сонця дорівнює 84 р.

Розв'язання: За третім законом Кеплера , звідки

, тоді (а. о.)

4. Синодичний період планети 500 діб. Визначте велику піввісь її орбіти і зоряний період обертання.

Розв'язання: Велику піввісь орбіти можна визначити з третього

закону Кеплера: , відкіля а³ = , а зоряний період — із співвідношення між сидеричним і синодичним періодами:

= - (якщо планета зовнішня) або

= - (якщо планета внутрішня).

Тоді Т = (для зовнішньої) і Т = (для внутрішньої).

Т= = 1352 (доби) =3,7 року (зовнішня планета),

Т= = 211 (діб) = 0,58 року (внутрішня планета).

а= 2,4 (а.о.) — якщо планета зовнішня,

а= = 0,69 (а.о.) — якщо планета внутрішня.

Завдання для самоконтролю:

1. Визначте тривалість польоту космічного апарату Землі до Венери по напівеліптичній орбіті.

2. Якщо планета рухається навколо Сонця по коловій орбіті, то її сила притягання до Сонця обернено пропорційна квадрату віддалі до Сонця. Довести це.

3. Кутовий діаметр Сонця із Землі становить , а відстань від Плутона до Сонця 40 а.о. Чому дорівнює кутовий діаметр Сонця із Плутона?

4. Чи можна побачити на небі неозброєним оком туманність, якщо відстань до неї дорівнює пк?Роздільна здатність ока .

5. У скільки разів освітленість зірки першої зоряної величини більша від освітленості зірки п’ятої зоряної величини?

Тема: Розвиток всехвильової астрономії: гамма, рентгенівська, ультрафіолетова, оптична, інфрачервона, радіоастрономія.

План

1. Електромагнітне випромінювання небесних тіл.

2. Електромагнітний спектр.

3. Розвиток всехвильової астрономії.

4. Приклади розв’язування задач.

Література (основна та додаткова):

1. Воронцов-Вельямінов Б.О. Астрономія: Підручник для 11 класу -К.:Радянська школа, 1991.-160с. стр. 50-56.

2. Боярченко І.Ф. Астрономія – К.:Вища школа. Головне вид.,1976.-320с. стр.112-132.

Джерела:

1. http://e-kniga.in.ua/product/usi-uroki-astronomii/

2. http://uk.wikipedia.org.

Рекомендації. При опрацюванні теми звернути увагу на поняття:

Електромагнітний спектр.Вікна прозорості атмосфери Землі.

Розвиток всехвильової астрономії: гамма, рентгенівська, ультрафіолетова, оптична, інфрачервона, радіоастрономія.

Електромагнітне випромінювання небесних тіл - основне джерело інформації про космічні об'єкти. Досліджуючи електромагнітне випромінювання, можна дізнатися температуру, щільність, хімічний склад і інші характеристики, що цікавить нас об'єкта.
Повний опис властивостей електромагнітного випромінювання і його взаємодії з речовиною дається квантової електродинамікою - однією з найскладніших теорій сучасної фізики. Відповідно до цієї теорії, електромагнітне випромінювання має як хвильовими властивостями, так і властивостями потоку частинок, званих фотонами або квантами електромагнітного поля.
Хвильові властивості електромагнітного випромінювання визначаються взаємодіючими змінними електричними і магнітними полями. Так само як і будь-яка хвиля, електромагнітне випромінювання характеризується частотою, зазвичай позначається буквою v, і довжиною хвилі λ.
Довжина хвилі і частота пов'язані один з одним формулою v = c λ,
де с - швидкість світла. Дуже важливою властивістю електромагнітного випромінювання є те, що швидкість його поширення в вакуумі не залежить ні від довжини хвилі, ні від швидкості руху джерела і завжди дорівнює 300 000 км/с.
Якщо розглядати електромагнітне випромінювання як потік фотонів, то його основна характеристика визначається енергією фотонів Е, пов'язаної з частотою форм

Предыдущая 123 4 5 6 7 Следующая