![]() |
Тема : Принципи вимірювання часу (шкали вимірювання і системи відліку).
План 1. Календар. 2. Юліанські дні. 3. Лінія зміни дати. 4. Час.
Література (основна та додаткова): 1. Воронцов-Вельямінов Б.О. Астрономія: Підручник для 11 класу -К.:Радянська школа, 1991.-160с. стр.27-29. 2. Боярченко І.Ф. Астрономія – К.:Вища школа. Головне вид.,1976.-320с. стр.28-37. 3. Климишин І.А. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів-К.:Знання України, 2002.-192с. стр.47-50.
Рекомендації. При опрацюванні теми звернути увагу на поняття: 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. 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. Лінія зміни дати При рахунку часу календарними днями необхідно домовитися, де (на якому меридіані) починається нова дата (число місяця). 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. Tm = 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. Тм - Тп = l - пh,(1.28)
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. 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 ТÅ, піввісь орбіти аÅ) і Місяця навколо Землі (відповідно Тℂ і аℂ) третій закон Кеплера записується так:
де Мʘ, mʘ і mℂ - 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
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.
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
Для внутрішніх планет, що обертаються швидше, ніж Земля,
Звідки одержуємо S = 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 ТН — зоряний період Нептуна, аН — середня відстань від Сонця (велика піввісь орбіти), Тоді ТН= 3. Визначте відстань від Сонця до Урана, знаючи, що період обертання Урана навколо Сонця дорівнює 84 р. Розв'язання: За третім законом Кеплера
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:
Тоді Т = Т=
Т=
а= Завдання для самоконтролю:
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
4. Чи можна побачити на небі неозброєним оком туманність, якщо відстань до неї дорівнює
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. |
|||
|