Kurā zvaigznājā atrodas zvaigzne ar koordinātām? Praktisks darbs ar kustīgu zvaigžņu karti

Piezīme:

1. (Alpha Canis Majoris; αCMa, Siriuss). Spožākā zvaigzne Canis Major zvaigznājā un spožākā zvaigzne debesīs. Tā ir vizuāla binārā zvaigzne ar 50 gadu orbītas periodu, galvenā sastāvdaļa (A) ir A zvaigzne, bet otrā sastāvdaļa (B, Pup) ir 8. lieluma baltais punduris. Sirius B pirmo reizi tika atklāts optiski 1862. gadā, un tā tips tika noteikts pēc tā spektra 1925. gadā. Sirius atrodas 8,7 gaismas gadu attālumā no mums un ieņem septīto vietu Saules sistēmas tuvuma ziņā. Nosaukums ir mantots no senajiem grieķiem un nozīmē "apdegums", kas uzsver zvaigznes spožumu. Saistībā ar zvaigznāja nosaukumu, kuram pieder Sīriuss, to sauc arī par “Suņu zvaigzni”. Trešo zvaigzni, brūno punduri, kas ir tuvāk (A) nekā komponentam (B), franču astronomi atklāja 1995. gadā.
2. (Alfa zābaki, αBoo, Arktūrs). Spožākā zvaigzne Bootes zvaigznājā, oranža milzu K-zvaigzne, ir ceturtā spožākā zvaigzne debesīs. Dubults, mainīgs. Nosaukums ir grieķu izcelsmes un nozīmē "lāču sargs". Arktūrs bija pirmā zvaigzne, kas tika novērota dienas laikā, izmantojot franču astronoma un astrologa Morīna teleskopu 1635. gadā.
3. (Alfa Lyrae; α lirs, Vega). Spožākā zvaigzne Liras zvaigznājā un piektā spožākā zvaigzne debesīs. Šī ir A zvaigzne. 2005. gadā Spicera kosmiskais teleskops uzņēma Vegas infrasarkanos attēlus un putekļus, kas ieskauj zvaigzni. Ap zvaigzni veidojas planētu sistēma.
4. (Alfa Aurigae; α Aur, Kapela). Spožākā zvaigzne Auriga zvaigznājā, spektroskopiska dubultzvaigzne, kuras galvenā sastāvdaļa ir milzu G zvaigzne. Viņas vārds ir latīņu izcelsmes un nozīmē "maza kaza".
5. (Beta Orionis; β Ori, Rigels). Spožākā zvaigzne Oriona zvaigznājā. Tas ir apzīmēts ar grieķu burtu Beta, lai gan tas ir nedaudz gaišāks nekā Betelgeuse, kas apzīmēts ar nosaukumu Alpha Orionis. Rigels ir supergiganta B zvaigzne ar 7. lieluma pavadoni. Nosaukums, kas ir arābu izcelsmes, nozīmē "milzu pēda".
6. (Alpha Canis Minor; αCMi, Procyon). Spožākā zvaigzne Canis Minor zvaigznājā. Procyon ir piektais pēc spilgtuma starp visām zvaigznēm. 1896. gadā J. M. Scheberl atklāja, ka Procyon ir bināra sistēma. Galvenais pavadonis ir parasta F zvaigzne, un vājais pavadonis ir 11. lieluma baltais punduris. Sistēmas aprites periods ir 41 gads. Nosaukums Procyon ir grieķu izcelsmes un nozīmē "pirms suņa" (atgādinājums, ka zvaigzne paceļas pirms "Suņa zvaigznes", t.i., Sīriuss).
7. (Alfa ērglis; α Aql, Altair). Spožākā zvaigzne Akvila zvaigznājā. Arābu vārds "altair" nozīmē "lidojošs ērglis". Altair - A-zvaigzne. Tā ir viena no tuvākajām spožākajām zvaigznēm (atrodas 17 gaismas gadu attālumā).
8. (Alfa Orionis; α Ori, Betelgeuse). Sarkanā supergiganta M zvaigzne, viena no lielākajām zināmajām zvaigznēm. Izmantojot punktu interferometriju un citas interferences metodes, bija iespējams izmērīt tā diametru, kas izrādījās aptuveni 1000 reižu lielāks par Saules diametru. Tika atklāta arī lielu spilgtu “zvaigžņu plankumu” klātbūtne. Novērojumi ultravioletajā starā, izmantojot Habla kosmisko teleskopu, ir parādījuši, ka Betelgeuse ieskauj plaša hromosfēra, kuras masa ir aptuveni divdesmit Saules masas. Mainīgs. Spilgtums svārstās neregulāri no 0,4 līdz 0,9 ar apmēram piecu gadu periodu. Zīmīgi, ka novērošanas periodā no 1993. līdz 2009. gadam zvaigznes diametrs samazinājās par 15%, no 5,5 astronomiskajām vienībām līdz aptuveni 4,7, un astronomi vēl nevar izskaidrot, kāpēc tas ir saistīts. Tomēr zvaigznes spilgtums šajā laikā manāmi nemainījās.
9. (Alfa Vērsis; α Tau, Aldebarans). Spožākā zvaigzne Vērša zvaigznājā. Arābu nosaukums nozīmē “nākamais” (t.i., seko Plejādēm). Aldebarans ir milzu K zvaigzne. Mainīgs. Lai gan debesīs šķiet, ka zvaigzne ir daļa no Hiadu kopas, patiesībā tā nav tās dalībniece, jo atrodas divreiz tuvāk Zemei. 1997. gadā tika ziņots par satelīta - lielas planētas (vai maza brūnā pundura) - iespējamo eksistenci, kuras masa ir vienāda ar 11 Jupitera masām 1,35 AU attālumā. Bezpilota kosmosa kuģis Pioneer 10 dodas Aldebarana virzienā. Ja ceļā ar to nekas nenotiks, zvaigznes reģionu tā sasniegs aptuveni 2 miljonu gadu laikā.
10. (Alfa Skorpions; α Sco, Antares). Spožākā zvaigzne Skorpiona zvaigznājā. Sarkanais supermilzis, M-zvaigzne, mainīgs, binārs Nosaukums ir grieķu izcelsmes un nozīmē “Marsa sāncensis”, kas atgādina šīs zvaigznes ievērojamo krāsu. Antares ir daļēji regulāra mainīga zvaigzne, kuras spilgtums piecu gadu periodā svārstās no 0,9 līdz 1,1 magnitūdām. Tam ir 6. lieluma zila pavadošā zvaigzne, kas atrodas tikai 3 loka sekunžu attālumā. Antares B tika atklāts vienas no šīm okultācijām 1819. gada 13. aprīlī. Satelīta orbītas periods ir 878 gadi.
11. (Alfa Jaunava; αVir, Spica). Spožākā zvaigzne Jaunavas zvaigznājā. Tas ir aptumsums binārs, mainīgs, kura spilgtums mainās par aptuveni 0,1 magnitūdu ar periodu 4,014 dienas. Galvenā sastāvdaļa ir zili balta B zvaigzne, kuras masa ir aptuveni vienpadsmit saules masas. Nosaukums nozīmē "kukurūzas vālīte".
12. (Beta Dvīņi; β dārgakmens, Pollux). Spožākā zvaigzne Dvīņu zvaigznājā, lai gan tās apzīmējums ir Beta, nevis Alfa. Šķiet maz ticams, ka Pollux ir kļuvis gaišāks kopš Bayer laikiem (1572-1625). Pollux ir oranža milzu K zvaigzne. Klasiskajā mitoloģijā dvīņi Kastors un Polukss bija Ledas dēli. 2006. gadā netālu no zvaigznes tika atklāta eksoplaneta.
13. (Alfa Dienvidu Zivis; α PsA,
14. (Epsilon Canis Majoris; εCMa, Adara). Otra spožākā zvaigzne (pēc Sīriusa) Canis Major zvaigznājā, milzu B zvaigzne. Tam ir 7,5 m gara zvaigzne. Zvaigznes nosaukums arābu valodā nozīmē "jaunava". Apmēram pirms 4,7 miljoniem gadu attālums no ε Canis Majoris līdz Zemei bija 34 gaismas gadi, un zvaigzne bija spožākā debesīs, tās spožums bija –4,0 m
15. (Alfa Dvīņi; α dārgakmens, Castor). Otrais spožākais Dvīņu zvaigznājā aiz Poluksa. Tiek lēsts, ka tā ar neapbruņotu aci lielums ir 1,6, bet tas ir vairāku sistēmu, kas sastāv no vismaz sešiem komponentiem, kopējais spilgtums. Ir divas A zvaigznes ar magnitūdām 2,0 un 2,9, kas veido tuvu vizuālu pāri, no kurām katra ir spektroskopiska bināra zvaigzne, un tālāk esošā sarkanā zvaigzne ar magnitūdu 9, kas ir aptumsuma bināra zvaigzne.
16. (Gamma Orionis; γ Ori, Bellatrikse). Milzu, B-zvaigzne, mainīga, dubultā. Nosaukums ir latīņu izcelsmes un nozīmē "karotāja sieviete". Viena no 57 senatnes navigācijas zvaigznēm
17. (Beta Vērsis; β Tau, Nat). Otrais spožākais Vērša zvaigznājā, guļ uz viena vērša raga gala. Nosaukums cēlies no arābu izteiciena "goring with rags". Šī zvaigzne senajās kartēs attēloja cilvēka figūras labo kāju Aurigas zvaigznājā, un tai bija cits apzīmējums Gamma Auriga. Elnat ir B zvaigzne.
18. (Epsilon Orionis; ε Ori, Alnilam). Viena no trim spožajām zvaigznēm, kas veido Oriona jostu. Arābu nosaukums tulko kā "pērļu virkne". Alnilam - supergigants, B-zvaigzne, mainīgs
19. (Zeta Orionis; ζ Ori, Alnitak). Viena no trim spožajām zvaigznēm, kas veido Oriona jostu. Arābu nosaukums tiek tulkots kā "josta". Alnitak ir supergiganta, O-zvaigzne, trīskārša zvaigzne.
20. (Epsilon Ursa Major; ε UMa, Aliot). Spožākā zvaigzne Lielās Ursas zvaigznājā. Grieķu burti šajā gadījumā tiek piešķirti zvaigznēm to novietojuma, nevis spilgtuma secībā. Aliots ir A zvaigzne, kurai, iespējams, planēta ir 15 reizes masīvāka nekā Jupiters.
21. (Alfa Ursa Major; αUMa, Dubhe). Viena no divām zvaigznēm (otra ir Merak) no Lielā lāča zvaigznēm Ursa Major, ko sauc par indeksiem. Milzu, K-zvaigzne, mainīga. 5. magnitūdas pavadonis to riņķo ik pēc 44 gadiem. Dubhe, burtiski "lācis", ir arābu vārda saīsināta versija, kas nozīmē "lielākā lāča mugura".
22. (Alfa Persejs;α Per, Mirfaks). Spožākā zvaigzne Perseja zvaigznājā. Dzeltens supergiants, F-zvaigzne, mainīgs. Arābu izcelsmes nosaukums nozīmē "elkonis".
23. (Šī Ursa Major; ηUMa, Benetnašs). Zvaigzne atrodas “astes” galā. B-zvaigzne, mainīga. Arābu vārds nozīmē "sērotāju vadītājs" (arābiem zvaigznājs tika uzskatīts par katafalku, nevis lāci).
24. (Beta Canis Majoris; βCMa, Mirzams). Otrais spožākais Canis Major zvaigznājā. Milzu B zvaigzne, mainīgā, ir vāji mainīgu zvaigžņu klases prototips, piemēram, Beta Canis Majoris. Tā spilgtums mainās ik pēc sešām stundām par dažām simtdaļām. Tik zems mainīguma līmenis nav nosakāms ar neapbruņotu aci.
25. (Alfa Hidra; αHja, Alphards). Spožākā zvaigzne Hidras zvaigznājā. Nosaukums ir arābu izcelsmes un nozīmē "vientuļa čūska". Alphard - K-zvaigzne, mainīga, trīskārša.
26. (Alfa Ursa Minor; αUMi, Polārais). Spožākā zvaigzne Mazās Ursas zvaigznājā, kas atrodas netālu no ziemeļu debess pola (attālumā, kas mazāks par vienu grādu). Polaris ir Zemei tuvākā pulsējošā mainīgā Delta Cepheus tipa zvaigzne ar periodu 3,97 dienas. Bet Polārs ir ļoti neparasta cefeīda: tās pulsācijas izzūd aptuveni desmitiem gadu: 1900. gadā spilgtuma izmaiņas bija ±8%, bet 2005. gadā - aptuveni 2%. Turklāt šajā laikā zvaigzne kļuva vidēji par 15% spožāka.

Lai izveidotu zvaigžņu karti, kas attēlo zvaigznājus plaknē, jums jāzina zvaigžņu koordinātas. Zvaigžņu koordinātas attiecībā pret horizontu, piemēram, augstums virs jūras līmeņa, kaut arī vizuālas, nav piemērotas karšu veidošanai, jo tās visu laiku mainās. Nepieciešams izmantot koordinātu sistēmu, kas rotē kopā ar zvaigžņotajām debesīm. To sauc par ekvatoriālo sistēmu. Tajā viena koordināta ir gaismekļa leņķiskais attālums no debess ekvatora, ko sauc par deklināciju (19. att.). Tas mainās ±90° robežās un tiek uzskatīts par pozitīvu uz ziemeļiem no ekvatora un par negatīvu dienvidos. Deklinācija ir līdzīga ģeogrāfiskajam platumam.

Otrā koordināta ir līdzīga ģeogrāfiskajam garumam un tiek saukta par labo augšupeju a.

Rīsi. 18. Saules ikdienas ceļi virs horizonta dažādos gada laikos novērojumu laikā: a - vidējos platuma grādos; b - pie Zemes ekvatora.

Rīsi. 19.Ekvatoriālās koordinātas.

Rīsi. 20. Gaismekļu augstums augšējā kulminācijā.

Gaismeņa M labo augšupeju mēra ar leņķi starp lielā apļa plaknēm, kas novilktas caur pasaules poliem, un doto gaismekli un lielo apli, kas iet caur pasaules poliem un pavasara ekvinokcijas punktu (att. 19). Šo leņķi mēra no pavasara ekvinokcijas T pretēji pulksteņrādītāja virzienam, skatoties no ziemeļpola. Tas svārstās no 0 līdz 360° un tiek saukts par labo augšupeju, jo zvaigznes, kas atrodas uz debess ekvatora, paceļas taisnās augšupejas pieauguma secībā. Tādā pašā secībā tie sasniedz kulmināciju viens pēc otra. Tāpēc a parasti izsaka nevis leņķa mērā, bet gan laikā, un tiek pieņemts, ka debesis pagriežas par 15° un par 1° 4 minūtēs. Tāpēc taisnā pacelšanās ir 90°, pretējā gadījumā tas būs 6 stundas un 7 stundas 18 minūtes. Laika vienībās gar zvaigžņu kartes malām tiek rakstīti pareizie pacēlumi.

Ir arī zvaigžņu globusi, kur zvaigznes ir attēlotas uz zemeslodes sfēriskās virsmas.

Vienā kartē bez kropļojumiem var attēlot tikai daļu no zvaigžņotajām debesīm. Iesācējiem ir grūti izmantot šādu karti, jo viņi nezina, kuri zvaigznāji ir redzami noteiktā laikā un kā tie atrodas attiecībā pret horizontu. Kustīgu zvaigžņu karte ir ērtāka. Tās ierīces ideja ir vienkārša. Uz kartes ir uzlikts aplis ar izgriezumu, kas attēlo horizonta līniju. Horizonta izgriezums ir ekscentrisks, un, pagriežot pārklājuma apli izgriezumā, būs redzami zvaigznāji, kas dažādos laikos atrodas virs horizonta. Kā lietot šādu karti, ir aprakstīts VII pielikumā.

(skatīt skenēšanu)

2. Gaismekļu augstums kulminācijā.

Atradīsim sakarību starp gaismekļa M augstumu augšējā kulminācijā, tā deklināciju 6 un laukuma platumu

20. attēlā redzama debess ass svērtā līnija un debess ekvatora un horizonta līnijas (pusdienas līnija) projekcija uz debess meridiāna plakni. Leņķis starp pusdienlaika līniju un debess asi, kā zināms, ir vienāds. līdz apgabala platumam Acīmredzot debess ekvatora plaknes slīpums pret horizontu, mērot ar leņķi, ir vienāds ar 90° - (20. att.). Zvaigznes M ar deklināciju 6, kuras kulminācija ir uz dienvidiem no zenīta, augstums ir

No šīs formulas var redzēt, ka ģeogrāfisko platumu var noteikt, izmērot jebkuras zvaigznes augstumu virs jūras līmeņa ar zināmu deklināciju 6 tās augšējā kulminācijā. Jāņem vērā, ka, ja zvaigzne kulminācijas brīdī atrodas uz dienvidiem no ekvatora, tad tās deklinācija ir negatīva.

(skatīt skenēšanu)

3. Precīzs laiks.

Lai mērītu īsus laika posmus astronomijā, pamatvienība ir Saules dienas vidējais garums, tas ir, vidējais laika periods starp divām Saules centra augšējām (vai apakšējām) kulminācijām. Jāizmanto vidējā vērtība, jo saulainās dienas garums visa gada garumā nedaudz svārstās. Tas ir saistīts ar faktu, ka Zeme riņķo ap Sauli nevis pa apli, bet gan pa elipsi, un tās kustības ātrums nedaudz mainās. Tas izraisa nelielus pārkāpumus šķietamajā Saules kustībā gar ekliptiku visa gada garumā.

Saules centra augšējās kulminācijas brīdi, kā jau teicām, sauc par patieso pusdienlaiku. Bet, lai pārbaudītu pulksteni, noteiktu precīzu laiku, nav nepieciešams uz tā atzīmēt tieši Saules kulminācijas brīdi. Ērtāk un precīzāk ir atzīmēt zvaigžņu kulminācijas mirkļus, jo jebkuras zvaigznes un Saules kulminācijas brīžu atšķirība ir precīzi zināma jebkurā laikā. Tāpēc precīza laika noteikšanai, izmantojot īpašus optiskos instrumentus, viņi atzīmē zvaigžņu kulmināciju brīžus un ar tiem pārbauda laiku “glabājošā” pulksteņa pareizību. Šādā veidā noteiktais laiks būtu absolūti precīzs, ja novērotā debesu rotācija notiktu ar stingri nemainīgu leņķisko ātrumu. Tomēr izrādījās, ka Zemes griešanās ātrums ap savu asi un līdz ar to arī debesu šķietamā rotācija

sfērā, laika gaitā piedzīvo ļoti nelielas izmaiņas. Tāpēc, lai “taupītu” precīzu laiku, tagad tiek izmantoti speciāli atompulksteņi, kuru gaitu kontrolē svārstību procesi atomos, kas notiek nemainīgā frekvencē. Atsevišķu observatoriju pulksteņi tiek pārbaudīti pret atomu laika signāliem. Salīdzinot laiku, kas noteikts pēc atompulksteņiem un šķietamo zvaigžņu kustību, ir iespējams pētīt Zemes rotācijas nelīdzenumus.

Precīza laika noteikšana, glabāšana un pārraidīšana pa radio visiem iedzīvotājiem ir precīzā laika dienesta uzdevums, kāds pastāv daudzās valstīs.

Precīzu laika signālus pa radio uztver flotes un gaisa spēku navigatori, kā arī daudzas zinātnes un rūpniecības organizācijas, kurām jāzina precīzs laiks. Precīzs laiks ir nepieciešams, jo īpaši, lai noteiktu dažādu zemes virsmas punktu ģeogrāfiskos garumus.

4. Laika skaitīšana. Ģeogrāfiskā garuma noteikšana. Kalendārs.

No PSRS fiziskās ģeogrāfijas kursa jūs zināt vietējā, zonas un dzemdību laika jēdzienus, kā arī to, ka divu punktu ģeogrāfiskā garuma atšķirību nosaka šo punktu vietējā laika atšķirība. Šo problēmu risina ar astronomiskām metodēm, izmantojot zvaigžņu novērojumus. Pamatojoties uz atsevišķu punktu precīzu koordinātu noteikšanu, tiek kartēta zemes virsma.

Lai skaitītu lielus laika periodus, cilvēki kopš seniem laikiem ir izmantojuši vai nu Mēness mēneša, vai Saules gada ilgumu, t.i., Saules apgriezienu ilgumu gar ekliptiku. Gads nosaka sezonālo izmaiņu biežumu. Saules gads ilgst 365 saules dienas, 5 stundas 48 minūtes 46 sekundes. Tas ir praktiski nesamērīgs ar dienu un Mēness mēneša ilgumu - Mēness fāžu maiņas periodu (apmēram 29,5 dienas). Tā ir vienkārša un ērta kalendāra izveides grūtības. Cilvēces gadsimtiem ilgajā vēsturē ir izveidotas un izmantotas daudzas dažādas kalendāru sistēmas. Bet tos visus var iedalīt trīs veidos: saules, mēness un mēness. Dienvidu pastorālās tautas parasti izmantoja mēness mēnešus. Gadā, kas sastāvēja no 12 Mēness mēnešiem, bija 355 Saules dienas. Lai saskaņotu Mēness un Saules laika aprēķinus, bija nepieciešams noteikt vai nu 12, vai 13 mēnešus gadā un ievietot gadā papildu dienas. Saules kalendārs, ko izmantoja Senajā Ēģiptē, bija vienkāršāks un ērtāks. Pašlaik lielākajā daļā pasaules valstu ir pieņemts arī Saules kalendārs, taču tas ir progresīvāks, saukts par Gregora kalendāru, kas tiek apspriests tālāk.

Sastādot kalendāru, jāņem vērā, ka kalendārā gada ilgumam jābūt pēc iespējas tuvākam Saules apgriezienu ilgumam gar ekliptiku un ka kalendārajā gadā jāiekļauj vesels Saules dienu skaits, jo ir neērti gadu sākt dažādos diennakts laikos.

Šos nosacījumus apmierināja izstrādātais kalendārs

Aleksandrijas astronoms Sosigeness un ieviests 46. gadā pirms mūsu ēras. e. Romā Jūlijs Cēzars. Pēc tam, kā jūs zināt no fiziskās ģeogrāfijas kursa, tas saņēma nosaukumu Julian jeb vecais stils. Šajā kalendārā gadi tiek skaitīti trīs reizes pēc kārtas pa 365 dienām un tiek saukti par vienkāršiem, tiem sekojošais gads ir 366 dienas. To sauc par garo gadu. Garie gadi Jūlija kalendārā ir tie gadi, kuru skaitļi dalās ar 4 bez atlikuma.

Vidējais gada garums pēc šī kalendāra ir 365 dienas 6 stundas, t.i., tas ir aptuveni par 11 minūtēm garāks nekā patiesais. Šī iemesla dēļ vecais stils atpalika no faktiskās laika plūsmas apmēram par 3 dienām ik pēc 400 gadiem.

Gregora kalendārā (jaunajā stilā), kas tika ieviests PSRS 1918. gadā un pat agrāk pieņemts lielākajā daļā valstu, gadi, kas beidzas ar divām nullēm, izņemot 1600, 2000, 2400 utt. (t.i., tos, kuru simtu skaits dalās līdz 4 bez atlikuma) netiek uzskatītas garajām dienām. Tas izlabo 3 dienu kļūdu, kas uzkrājas 400 gadu laikā. Tādējādi vidējais gada garums jaunajā stilā izrādās ļoti tuvs Zemes ap Saules apgriezienu periodam.

Līdz 20. gs atšķirība starp jauno stilu un veco (Julian) sasniedza 13 dienas. Tā kā mūsu valstī jaunais stils tika ieviests tikai 1918. gadā, Oktobra revolūcija, kas tika veikta 1917. gadā 25. oktobrī (vecajā stilā), tiek svinēta 7. novembrī (jaunais stils).

13 dienu atšķirība starp veco un jauno stilu saglabāsies 21. gadsimtā un 22. gadsimtā. palielināsies līdz 14 dienām.

Jaunais stils, protams, nav līdz galam precīzs, bet 1 dienas kļūda pēc tā uzkrāsies tikai pēc 3300 gadiem.

izmantojot kustīgu zvaigžņu karti

Darba mērķis: iemācieties izmantot kustīgu zvaigžņu karti un izmantot to, lai noteiktu zvaigžņu koordinātas.

Aprīkojums: kustīgo zvaigžņu karte.

Teorētiskā daļa.
Astronomija - zinātne par Visumu, kas pēta debess ķermeņu kustību, uzbūvi, izcelsmi un attīstību.
Galvenie astronomijas uzdevumi:

1. 
   Debess ķermeņu redzamo un pēc tam faktisko pozīciju un kustību izpēte telpā, to izmēru un formu noteikšana;
2. 
   debess ķermeņu fizikālās uzbūves, ķīmiskā sastāva, fizisko apstākļu uz virsmas un iekštelpās izpēte;
3. 
   debess ķermeņu rašanās un attīstības problēmu risināšana.

Galvenās astronomijas nozares:

1. 
   astrometrija – pēta debess ķermeņu stāvokli un Zemes rotāciju;
2. 
   debess mehānika - pēta debess ķermeņu un mākslīgo pavadoņu kustību gravitācijas ietekmē;
3. 
   astrofizika:

b) kosmoloģija – aplūko Visumu kopumā, tā attīstību un izcelsmi.
Galvenie astronomijas attīstības posmi

1. 
   Sens (pirmsteleskopisks).
2. 
   Teleskopisks (no G. Galileo).
3. 
   Visu viļņu (kopš 1800. gada).
4. 
   Ārpus atmosfēras (kopš 1961. gada).

Debesu sfēra
Lai izpētītu gaismas un parādību šķietamo atrašanās vietu, ko var novērot debesīs dienu vai daudzu mēnešu laikā, astronomijā tiek izmantots jēdziens “debess sfēra”.

Debesu sfēra ir iedomāta sfēra ar patvaļīgu rādiusu, kuras centrā atrodas novērotāja acs. Visu gaismekļu šķietamais stāvoklis tiek projicēts uz šīs sfēras virsmas, abstrahējoties no faktiskajiem attālumiem, un tiek ņemts vērā tikai leņķiskais attālums starp tiem. Un mērījumu ērtībai tiek konstruēta virkne punktu un līniju.

Debess sfēras galvenās līnijas un punkti.

Z – zenīts;

Z / – zemākais;

ZZ / – ūdensvads;

P – ziemeļu debess pols;

P / – dienvidu debespols;

PP / – pasaules ass – debess sfēras šķietamās rotācijas ass;

Plakni, kas ir perpendikulāra svērtenei un kas iet caur debess sfēras centru, sauc patiesā matemātiskā horizonta plakne.

Pasaules ass novērotājam vienmēr ir paralēla Zemes rotācijas asij.

Plakni, kas iet caur debess sfēras centru un ir perpendikulāra pasaules asij, sauc debess ekvators.

Punktus, kuros debess ekvators krustojas ar patiesā matemātiskā horizonta plakni, sauc par austrumu (E) un Rietumu (W) punktiem. Pārējos divus vienlīdz attālos no tiem sauc par ziemeļu (Z) un dienvidu (D) punktiem.

SN – pusdienlaika līnija.

Aplis, kas iet caur pasaules poliem, zenītu, zemāko, caur ziemeļu un dienvidu punktu, tiek saukts debesu meridiāns.

Debesu koordinātas
Koordinātu sistēmas:

– horizontāli;

– pirmais ekvatoriālais;

– otrais ekvatoriāls;

- ekliptika;

- galaktikas;

- kvazārs.
Horizontālā koordinātu sistēma
Izstrādāts tiešiem novērojumiem.

Galvenā līnija - svērtā (vertikālā) līnija.

Galvenā lidmašīna - patiesā matemātiskā horizonta plakne.

Caur zenītu, zemāko punktu un punktu, kurā šobrīd atrodas gaismeklis M, var uzzīmēt lielu debess sfēras pusloku, ko sauc vertikāli vai augstumu aplis. Gaismas M momentāno stāvokli attiecībā pret horizontu un debess meridiānu nosaka divas koordinātas: augstums un azimuts.

Gaismas augstums (h o ) – vertikāla loka no horizonta līdz gaismeklim (
). Svārstās no –90 0 līdz +90 0. Mērīts grādos (minūtēs un sekundēs). Dažreiz viņi uzskata, ka gaismekļa augstuma vietā zenīta attālums (z o ) – vertikāls loks no zenīta līdz gaismeklim (

Azimuts (A o ) – horizonta loka no dienvidu punkta līdz vertikāles krustpunktam ar horizontu, pulksteņrādītāja virzienā (t.i., no dienvidiem uz rietumiem) (
). Mainās no 0 0 līdz 360 0. Mērīts grādos (minūtēs un sekundēs).

Pirmā ekvatoriālā koordinātu sistēma
Izstrādāts lai izmērītu laiku.

Galvenā līnija - axis mundi.

Galvenā lidmašīna -

ap gaismekļa deklināciju.

Deklinācija ( ) –
). Svārstās no –90 0 līdz +90 0. Mērīts grādos (minūtēs un sekundēs). Dažreiz viņi uzskata, ka gaismas deklinācijas vietā pola (vai polāra) attālums (P o ) – deklinācijas apļa loka no ziemeļpola līdz gaismeklim (
). Svārstās no 0 0 līdz 180 0. Mērīts grādos (minūtēs un sekundēs). Deklinācija ir pozitīva zvaigznēm ziemeļu puslodē un negatīva dienvidu puslodē. Pie ekvatora deklinācija ir nulle.

Stundu leņķis ( ) – debess ekvatora loka no ekvatora augstākā punkta J līdz deklinācijas apļa krustpunktam ar ekvatoru, pulksteņrādītāja virzienā (t.i., no dienvidiem uz rietumiem vai debess sfēras diennakts kustības virzienā) (

Otrā ekvatoriālā koordinātu sistēma
Izstrādāts zvaigžņu karšu, atlantu un katalogu sastādīšanai.

Galvenā līnija - axis mundi.

Galvenā lidmašīna - debess ekvatora plakne.

Lielo debess sfēras loku, kas iet caur pasaules poliem un novēroto zvaigzni sauc ap gaismekļa deklināciju.

Deklinācija ( ) – deklinācijas apļa loks no ekvatora līdz gaismeklim (
). Svārstās no –90 0 līdz +90 0. Mērīts grādos (minūtēs un sekundēs). Dažreiz gaismekļa deklinācijas vietā tiek ņemts vērā pola (vai polārais) attālums ( P o) – deklinācijas apļa loka no ziemeļpola līdz gaismeklim (
). Svārstās no 0 0 līdz 180 0. Mērīts grādos (minūtēs un sekundēs).

Labā pacelšanās (
) – debess ekvatora loka no pavasara ekvinokcijas līdz deklinācijas apļa krustpunktam ar ekvatoru pretēji pulksteņrādītāja virzienam (t.i., no dienvidiem uz austrumiem) (
). Svārstās no 0 līdz 24 stundām. Mērīts stundās (minūtēs un sekundēs).

Zvaigznes un zvaigznes
Visas debesis ir sadalītas 88 daļās ar stingri noteiktām robežām - zvaigznājiem. Zvaigznāji ir dažādu formu zvaigžņu kombinācija. Šī definīcija tika dota pirms tūkstošiem gadu. Tagad mēs varam dot šo definīciju zvaigznājam. Zvaigznāji ir zvaigžņoto debesu apgabali, kas izcelti, lai atvieglotu orientēšanos debess sfērā un zvaigžņu apzīmēšanu. 1. tabulā parādīti vairāki zvaigznāji un dažas to sastāvā esošās zvaigznes.
1. tabula.

Zvaigznājs	Zvaigzne	Zvaigznājs	Zvaigzne
Andromeda	Almaak	Gulbis	α Denebs
	Mirach	lauva	α Regulus
Dvīņi	α Castor	Lira	α Vega
	β Pollux	Mazā Ursa	α Polaris
	γ Alhena	Mazs Suns	α Procyon
Lielais Lācis	α Dubhe	Orion	α Betelgeuse
	ε Aliot		β Rigels
	ξ Mizar		γ Bellatrix
	Alcor		ξ Alnitak
Liels suns	α Sirius		ε Alnilam
Svari	α Zubenelgenub	Pegazs	α Markab
Auriga	α Capella		β krāpšanās
Zābaki	α Arktūrs		ε Enif
Jaunava	α Spica	Persejs	α Mirfaks
Zaķis	α Arnebs	Ziemeļu kronis	αAlfekka
valis	o Mira	Skorpions	α Antares
Kasiopeja	α Šedira	Vērsis	α Aldebarans
	δ Ručbahs	Cefejs	γ Errai
	β Caph		β Alfirk

Ekliptika
Saules ikgadējās kustības iedomāto līniju sauc ekliptika. Ekliptika un debess ekvators krustojas pavasara un rudens ekvinokcijas laikā. Saule apceļo visu ekliptiku tieši viena gada laikā. AR
Zvaigznājus, caur kuriem iet ekliptika, sauc par zodiakiem (tādu ir 12).

– pavasara ekvinokcijas punkts (21. marts)
,
;

– rudens ekvinokcijas punkts (23. septembris)
,
;

– vasaras saulgrieži (22. jūnijs)
,
;

– ziemas saulgrieži (22. decembris)
,
.

Stūris starp ekliptiku un debess ekvatoru ir vienāds ar
.

Laika mērīšanas pamati
Augšējā kulminācija - brīdis, kad gaismeklis iziet cauri debess meridiānam virs horizonta (M 3). Apakšējā kulminācija - gaismekļa iziešanas brīdis pa debess meridiānu zem horizonta (M 2). Tiek saukti gaismekļi, kuru (horizontālās) koordinātas diennakts laikā nepārtraukti mainās un kuru augšējā kulminācija notiek virs horizonta un kuru apakšējā kulminācija ir zem horizonta. lejupejošs un augošs(M 1, M 2, M 3). Ēst nenosaka(M 5) un n
augšupejoša(M 4) gaismekļi

diena - laika periods starp divām secīgām viena un tā paša nosaukuma kulminācijām

Pavasara ekvinokcijas punkti (sidēriskā diena);

Saules diska centrs (īstā Saules diena);

- “vidējās saules fiktīvie punkti”, kas pārvietojas pa ekvatoru nemainīgā ātrumā ar periodu, kas vienāds ar patiesās saules apgriezienu periodu (vidējā saules diena).

diena - dienu maiņas periods (diena balstās uz Zemes griešanās periodu ap savu asi).

Mēnesis saistīts ar Mēness fāžu maiņas periodu (pamatojoties uz Mēness apgriezienu ap Zemi periodu).

gads saistīts ar gadalaiku maiņas periodu (pamatojoties uz Zemes apgriezienu ap Sauli periodu).

Vidējā ekliptiskā saule - fiktīvs punkts, kas vienmērīgi pārvietojas pa ekliptiku ar vidējo Saules ātrumu un sakrīt ar to ap 3. janvāri un 4. jūliju).

Vidējā ekvatoriālā saule - fiktīvs punkts, kas vienmērīgi pārvietojas pa ekvatoru ar nemainīgu vidējās ekliptikas Saules ātrumu un vienlaikus šķērso pavasara ekvinokciju.

Laika intervālu starp divām secīgām vidējās ekvatoriālās Saules tāda paša nosaukuma zemākajām kulminācijām vienā ģeogrāfiskajā meridiānā sauc vidēji saulaina diena vai vienkārši vidējā diena (to mēs lietojam).

Laiks, kas pagājis no vidējās ekvatoriālās Saules apakšējās kulminācijas līdz jebkurai citai pozīcijai, kas izteikts vidējās saules dienas daļās (stundās, minūtēs, sekundēs) tiek saukts. vidējais saules laiks vai tikai vidējais laiks ():

, (1)

Kur - stundu leņķis.

Vidējais saules laiks noteiktā meridiānā:

, (2)

Kur - garums.

Standarta laiks ( ):

, (3)

Kur – laika joslas numurs;

– universālais laiks (pie galvenā Griničas meridiāna).

Grūtnieču laiks ():

- ziemas laiks (4)

- vasaras laiks. (5)

Praktiskā daļa.
1.) Zvaigžņu kartē atrodiet šādus zvaigznājus un ieskicējiet tos: Andromēda, Dvīņi, Lielais Ursa, Lielais spārns, Svari, Auriga, Zābaki, Jaunava, Kasiopeja, Sīgns, Lauva, Lira, Mazā Ursa, Mazais Canis, Ērglis, Orions, Pegazs, Ziemeļu kronis, Skorpions, Vērsis.
2.) Kuros zvaigznājos ir zvaigznes, kuru ekvatoriālās koordinātas ir vienādas ar:

1.
,
; 2.
,
;

3.
,
; 4.
,
;

5.
,
; 6.
,
;, ja deklinācija
(Kalugai) (
, jo mēs nosakām zvaigznes koordinātas, kas atrodas zenītā).

Kura zvaigzne dzimšanas brīdī atradās tuvumā augšējā kulminācijā?
Izdariet secinājumus par paveikto.

Jautājumi laboratorijas darbu aizstāvēšanai.

1. 
   Definējiet astronomiju kā zinātni.
2. 
   Uzskaitiet galvenos astronomijas attīstības posmus.
3. 
   Pastāstiet mums par debess sfēru.
4. 
   Kādas debesu koordinātu sistēmas jūs zināt?
5. 
   Paskaidrojiet par horizontālo koordinātu sistēmu.
6. 
   Pastāstiet mums par otro ekvatoriālo koordinātu sistēmu.
7. 
   Definējiet zvaigznāju. Sniedziet piemērus.
8. 
   Definējiet ekliptiku.
9. 
   Prast atrast zvaigžņu ekvatoriālās koordinātas, izmantojot zvaigžņu diagrammu un otrādi.

Tēma 2.1. Zvaigznes un zvaigznāji. Debesu koordinātas un zvaigžņu kartes.

2.1.1. Zvaigznes un zvaigznāji.Šķietamais lielums

Debesīs ar neapbruņotu aci ir redzams liels skaits zvaigžņu. To ir tik daudz, ka šķiet neiespējami saskaitīt, taču ir aptuveni trīs tūkstoši zvaigžņu, kuras ir redzamas ar neapbruņotu aci. Kopumā debesīs var saskaitīt līdz 2500-3000 zvaigznēm (atkarībā no redzesloka) – un kopā ir aptuveni 6000 redzamu zvaigžņu.

Iespējams, pat civilizācijas rītausmā cilvēki, mēģinot kaut kā izprast zvaigžņu daudzveidību un atcerēties to atrašanās vietu, mentāli apvienoja tos noteiktās figūrās. Pirms tūkstošiem gadu cilvēki skatījās debesīs, skaitīja zvaigznes un garīgi savienoja tās dažādās figūrās (zvaigzņojumos), saucot tos seno mītu un leģendu varoņu, dzīvnieku un priekšmetu vārdā.

Dažādām tautām bija savi mīti un leģendas par zvaigznājiem, savi nosaukumi un atšķirīgie skaitļi. Sadalījums bija tīri patvaļīgs, zvaigznāju zīmējumi reti atbilda nosauktajai figūrai, taču tas ievērojami atviegloja orientēšanos debesīs. Pat senās Haldejas vai Šumera baskājainie zēni debesis pazina labāk nekā jebkurš no mums.

Daudzas raksturīgās “zvaigžņu figūras” jau senatnē saņēma grieķu mītu un leģendu varoņu vārdus, kā arī to mītisko būtņu vārdus, ar kuriem šie varoņi cīnījās. Tā debesīs parādījās Hercules, Perseus, Orion, Andromeda uc, kā arī Pūķis, Vērsis, Valis uc Daži no šiem zvaigznājiem ir minēti sengrieķu dzejoļos “Iliāda” un “Odiseja”. To attēlus var redzēt senajos zvaigžņu atlantos, globusos un zvaigžņu kartēs (2.1. att.).

AR zvaigznāji -Šis noteikti zvaigžņoto debesu apgabali, kas atdalīti viens no otra ar stingri noteiktām robežām. Zvaigznāji ir debesu apgabals ar raksturīgu zvaigžņu grupu un visām zvaigznēm tās robežās. Zvaigžņu apkārtne, šķietama, projekcijā uz debess sfēru.

Senākie zvaigznāji pēc nosaukuma ir zodiaka zvaigznāji - josta, pa kuru notiek ikgadējā Saules kustība, kā arī redzamie Mēness un planētu ceļi. Līdz ar to Vērša zvaigznājs bija zināms pirms > 4000 gadiem, jo ​​tajā laikā šajā zvaigznājā atradās pavasara ekvinokcijas punkts.

Dažādām tautām un dažādos laikos bija dažādi zvaigžņu dalīšanas principi.

• 4. gadsimtā pirms mūsu ēras bija saraksts ar 809 zvaigznēm, kas iekļautas 122 zvaigznājos.
• 18. gadsimts - Mongolija - bija 237 zvaigznāji.
• 2. gadsimts – Ptolemajs (“Almagests”) – aprakstīti 48 zvaigznāji.
• 15.-16.gadsimts - lielo jūras braucienu periods - aprakstīti 48 dienvidu debesu zvaigznāji.
• 1829. gadā izdotajā Kornēlija Reisiga Krievijas zvaigžņu atlantā bija 102 zvaigznāji.

Bija mēģinājumi pārdēvēt izveidotos zvaigznājus, taču astronomu vidū neviens vārds neiesakņojās (piemēram, baznīca 1627. gadā izdeva zvaigznāju atlantu “Kristīgās zvaigžņotās debesis”, kur tiem tika doti monarhu vārdi - Džordžs, Kārlis , Luiss, Napoleons).

Daudzās 17.-19.gadsimta zvaigžņu kartēs (atlosos) bija iekļauti zvaigznāju nosaukumi un figūru zīmējumi. Taču ir iesakņojies tikai viens zvaigžņu atlants – Jans Heveliuss (1611-1687, Polija), kas izdots 1690. gadā un kuram ir ne tikai precīza zvaigžņu atrašanās vieta un pirmo reizi ekvatoriālās koordinātes, bet arī skaisti zīmējumi. (video " Jana Heveliusa zvaigžņu atlants »

Apjukums ar zvaigznājiem beidzās 1922. gadā. Starptautiskā Astronomijas savienība sadalīja visas debesis 88 zvaigznājos, un robežas beidzot tika noteiktas 1928. gadā.

Starp visiem 88 zvaigznājiem plaši pazīstamais Ursa Major ir viens no lielākajiem.

Skatoties uz debesīm, ir viegli pamanīt, ka zvaigznes atšķiras pēc spilgtuma vai, kā saka astronomi, pēc spožuma.

Jau pirms mūsu ēras astronomi ar neapbruņotu aci debesīs redzamās zvaigznes sadalīja sešās magnitūdās. 125. gadā pirms mūsu ēras Hiparhs (180-125, Grieķija) ieviesa zvaigžņu sadalījumu debesīs pēc to šķietamā spilgtuma. magnitūdas, spožākos apzīmējot kā pirmo magnitūdu (1m), bet tikko pamanāmos kā 6m (t.i., starpība 5 magnitūdas).

Lielums - zvaigznes šķietamais spilgtums (spožums).. Lielums raksturo nevis izmēri, bet tikai zvaigžņu spīdums. Jo blāvāka zvaigzne, jo lielāks skaitlis, kas to norāda zvaigžņu lielums.

Kad zinātnieki sāka izmantot instrumentus, lai izmērītu no zvaigznēm nākošās gaismas daudzumu, izrādījās, ka no pirmā lieluma zvaigznes nāk 2,5 reizes vairāk gaismas nekā no otrā lieluma zvaigznes un 2,5 reizes vairāk gaismas no zvaigznes otrais lielums nekā no trešā lieluma zvaigznēm utt. Vairākas zvaigznes tika klasificētas kā nulles magnitūdas zvaigznes, jo no tām gaismas nāk 2,5 reizes vairāk nekā no pirmā lieluma zvaigznēm. Un visu debesu spožākā zvaigzne Sīriuss (α Canis Majoris) pat saņēma negatīvu magnitūdu -1,5.

Tika konstatēts, ka enerģijas plūsma no pirmā lieluma zvaigznes ir 100 reizes lielāka nekā no sestā lieluma zvaigznes. Līdz šim zvaigžņu lielums ir noteikts daudziem simtiem tūkstošu zvaigžņu.

1. lieluma zvaigznes- 1m, tika nosaukti spilgtākie.

2. lieluma zvaigznes- 2 m, 2,5 reizes (precīzāk, 2,512) vājāks spožumā 1. lieluma zvaigznes

3. lieluma zvaigznes- 3 m, 2,5 reizes (precīzāk, 2 512) mazāks spilgtums nekā 2 lieluma zvaigznēm

4. lieluma zvaigznes- 4 m, 2,5 reizes (precīzāk, 2,512) mazāks spilgtums nekā 3 lieluma zvaigznēm

5. lieluma zvaigznes- 5 m, 2,5 reizes (precīzāk, 2,512) mazāks spilgtums nekā 4. lieluma zvaigznēm

6. lieluma zvaigznes- 6m, 2,5 reizes (precīzāk, 2,512) mazāks spilgtums nekā 5. lieluma zvaigznes. Tiem ir vājākais spožums, kas redzams ar neapbruņotu aci. blāvāks par zvaigznēm 1 lielums 100 reizes.

Debesīs kopumā ir 22 1. lieluma zvaigznes, taču to spilgtums nav vienāds: dažas no tām ir nedaudz spožākas par 1. lielumu, citas ir blāvākas. Tāda pati situācija ir ar 2., 3. un turpmāko magnitūdu zvaigznēm, tāpēc, lai precīzi noteiktu vienu vai otru spilgtumu, bija jāievieš daļskaitļi. Zvaigžņu gaismas plūsmas mērījumi tagad ļauj noteikt to lielumu ar desmitdaļu un simtdaļu precizitāti.

Debesu ziemeļu puslodes spožākās zvaigznes Vega magnitūdas lielums ir 0,14 magnitūdas, bet visu debesu spožākās zvaigznes Sīriusa magnitūda ir mīnus 1,58, Saules magnitūda ir mīnus 26,8.

Spožākās zvaigznes vai interesantākie objekti no blāvākajām zvaigznēm saņēma savus arābu un grieķu izcelsmes nosaukumus (vairāk nekā 300 zvaigznēm ir nosaukumi).

1603. gadā Johans Baiers (1572-1625, Vācija) publicēja visu redzamo zvaigžņu katalogu un pirmo reizi iepazīstināja ar tām. Apzīmējums ar grieķu alfabēta burtiem spilgtuma samazināšanas secībā(spilgtākais). Spilgtākais – α, tad β, γ, δ, ε utt.

Katrā zvaigznājā zvaigznes ir apzīmētas ar grieķu alfabēta burtiem to spilgtuma dilstošā secībā. Spožākā zvaigzne šajā zvaigznājā ir apzīmēta ar burtu α, otrā spožākā ar β utt.

Tāpēc zvaigznes tagad ir apzīmētas: Vega (α Lyrae), Sirius (α Canis Majoris), Polaris (α Ursa Major). Vidējo zvaigzni Lielā Lāča rokturī sauc Mizar, kas arābu valodā nozīmē “zirgs”. Šī otrā lieluma zvaigzne ir apzīmēta kā ζ Ursa Major. Blakus Mizaram var redzēt vājāku ceturtā lieluma zvaigzni, ko sauca par Alkoru - “jātnieku”. Šo zvaigzni izmantoja, lai pārbaudītu arābu karotāju redzes kvalitāti pirms vairākiem gadsimtiem.

Zvaigznes atšķiras ne tikai pēc spilgtuma, bet arī krāsas.

Tās var būt balta, dzeltena, sarkana. Jo sarkanāka zvaigzne, jo vēsāks tas ir. Saule ir dzeltena zvaigzne.

Izgudrojot teleskopu, zinātnieki varēja redzēt blāvākas zvaigznes, no kurām nāk daudz mazāk gaismas nekā no sestā lieluma zvaigznēm. Zvaigžņu lielumu skala kļūst arvien tālāka, lai to palielinātu, palielinoties teleskopu iespējām. Piemēram, Habla kosmiskais teleskops ļāva iegūt ārkārtīgi vāju objektu attēlus - līdz trīsdesmitajam magnitūdam.

2.1.2. Debesu sfēra. Īpaši debess sfēras punkti.

Cilvēki senatnē uzskatīja, ka visas zvaigznes atrodas uz debess sfēras, kas kopumā riņķo ap Zemi. Jau vairāk nekā pirms 2000 gadiem astronomi sāka izmantot metodes, kas ļāva norādīt jebkura ķermeņa atrašanās vietu debess sfērā attiecībā pret citiem kosmosa objektiem vai zemes orientieriem. Debesu sfēras jēdzienu ir ērti lietot arī tagad, lai gan mēs zinām, ka šī sfēra patiesībā neeksistē.

Debesu sfēra -patvaļīga rādiusa iedomāta sfēriska virsma, kuras centrā atrodas novērotāja acs un uz kuras mēs projicējam debess ķermeņu stāvokli.

Debess sfēras jēdzienu izmanto leņķu mērījumiem debesīs, ērtībai spriest par vienkāršākajām redzamajām debess parādībām, dažādiem aprēķiniem, piemēram, saullēkta un saulrieta laika aprēķināšanai.

Uzbūvēsim debess sfēru un velkam staru no tās centra uz zvaigzni A(1.1. att.).

Vietā, kur šis stars krustojas ar sfēras virsmu, mēs novietojam punktu A 1 kas pārstāv šo zvaigzni. Zvaigzne IN tiks attēlots ar punktu IN 1 . Atkārtojot līdzīgu darbību visām novērotajām zvaigznēm, mēs iegūstam zvaigžņoto debesu attēlu uz sfēras virsmas - zvaigžņu globusu. Ir skaidrs, ka, ja novērotājs atrodas šīs iedomātās sfēras centrā, tad viņam sakritīs virziens uz pašām zvaigznēm un uz to attēliem sfērā.

• Kas ir debess sfēras centrs? (Novērotāja acs)
• Kāds ir debess sfēras rādiuss? (patvaļīgi)
• Kā atšķiras divu galda kaimiņu debess sfēras? (Centrālā pozīcija).

Daudzu praktisku problēmu risināšanā nav nozīmes attālumiem līdz debess ķermeņiem, svarīga ir tikai to redzamā atrašanās vieta debesīs. Leņķiskie mērījumi nav atkarīgi no sfēras rādiusa. Tāpēc, lai gan debess sfēra dabā nepastāv, astronomi izmanto Debesu sfēras jēdzienu, lai pētītu redzamo gaismekļu un parādību izvietojumu, ko var novērot debesīs dienu vai daudzu mēnešu laikā. Uz šādas sfēras tiek projicētas zvaigznes, Saule, Mēness, planētas utt., abstrahējoties no faktiskajiem attālumiem līdz gaismekļiem un ņemot vērā tikai leņķiskos attālumus starp tiem. Attālumus starp zvaigznēm debess sfērā var izteikt tikai leņķiskā mērogā. Šos leņķiskos attālumus mēra pēc centrālā leņķa lieluma starp stariem, kas vērsti uz vienu un otru zvaigzni, vai tiem atbilstošajiem lokiem uz sfēras virsmas.

Aptuvenai leņķisko attālumu noteikšanai debesīs ir lietderīgi atcerēties šādus datus: leņķiskais attālums starp divām Ursa Major kausa galējām zvaigznēm (α un β) ir aptuveni 5° (1.2. att.), un no plkst. α Ursa Major līdz α Ursa Minor (Pole Star) - 5 reizes vairāk - aptuveni 25°.

Vienkāršākos leņķisko attālumu vizuālos aprēķinus var veikt arī ar izstieptas rokas pirkstiem.

Mēs redzam tikai divus spīdekļus - Sauli un Mēnesi - kā diskus. Šo disku leņķiskie diametri ir gandrīz vienādi – aptuveni 30" jeb 0,5°. Planētu un zvaigžņu leņķiskie izmēri ir daudz mazāki, tāpēc mēs tos redzam vienkārši kā gaismas punktus. Ar neapbruņotu aci objekts neizskatās pēc punkts, ja tā leņķa izmēri pārsniedz 2–3 collas. Tas jo īpaši nozīmē, ka mūsu acs atšķir katru atsevišķu gaismas punktu (zvaigzni), ja leņķiskais attālums starp tiem ir lielāks par šo vērtību. Citiem vārdiem sakot, mēs uztveram objektu kā punktu tikai tad, ja attālums līdz tam pārsniedz tā izmēru ne vairāk kā 1700 reizes.

Svērteni Z, Z' , kas iet caur novērotāja aci (punkts C), kas atrodas debess sfēras centrā, krusto debess sfēru punktos Z — zenīts,Z’ - zemākais.

Zenīts- tas ir augstākais punkts virs novērotāja galvas.

Nadira -debess sfēras punkts, kas ir pretējs zenītam.

Tiek saukta plakne, kas ir perpendikulāra svērteneihorizontālā plakne (vai horizonta plakne).

Matemātiskais horizontssauc par debess sfēras krustošanās līniju ar horizontālu plakni, kas iet caur debess sfēras centru.

Ar neapbruņotu aci visās debesīs var redzēt aptuveni 6000 zvaigžņu, bet mēs redzam tikai pusi no tām, jo ​​otru pusi zvaigžņoto debesu mums bloķē Zeme. Vai zvaigznes pārvietojas pa debesīm? Izrādās, ka visi kustas un tajā pašā laikā. To var viegli pārbaudīt, vērojot zvaigžņotās debesis (fokusējoties uz noteiktiem objektiem).

Pateicoties tās rotācijai, mainās zvaigžņoto debesu izskats. Dažas zvaigznes tikai iznirst no apvāršņa (ceļas) austrumu daļā, citas šajā laikā atrodas augstu virs galvas, bet vēl citas jau slēpjas aiz horizonta rietumu pusē (iestatījums). Tajā pašā laikā mums šķiet, ka zvaigžņotās debesis griežas kā vienots veselums. Tagad visi to labi zina Debesu rotācija ir šķietama parādība, ko izraisa Zemes rotācija.

Ar kameru var iemūžināt attēlu, kas notiek ar zvaigžņotajām debesīm Zemes ikdienas rotācijas rezultātā.

Iegūtajā attēlā katra zvaigzne atstāja savu nospiedumu apļa loka formā (2.3. att.). Bet ir arī zvaigzne, kuras kustība visas nakts garumā ir gandrīz nemanāma. Šo zvaigzni sauca Polaris. Dienas laikā tas apraksta neliela rādiusa apli un vienmēr ir redzams gandrīz vienādā augstumā virs horizonta debess ziemeļu pusē. Visu koncentrisko zvaigžņu taku kopējais centrs atrodas debesīs netālu no Ziemeļzvaigznes. Šo punktu, uz kuru ir vērsta Zemes rotācijas ass, sauc ziemeļu debess pols. Ziemeļzvaigznes aprakstītajam lokam ir mazākais rādiuss. Bet šī loka un visas pārējās – neatkarīgi no to rādiusa un izliekuma – veido vienu un to pašu apļa daļu. Ja būtu iespējams nofotografēt zvaigžņu ceļus debesīs veselas dienas garumā, tad fotogrāfija izrādītos pilnīgi apļi - 360°. Galu galā diena ir Zemes pilnīgas rotācijas periods ap savu asi. Pēc stundas Zeme pagriezīsies par 1/24 no apļa, t.i., 15°. Līdz ar to loka garums, ko zvaigzne aprakstīs šajā laikā, būs 15°, bet pēc pusstundas - 7,5°.

Dienas laikā zvaigznes apzīmē lielākus apļus, jo tālāk tās atrodas no Ziemeļzvaigznes.

Debess sfēras ikdienas rotācijas asi saucaxis mundi (RR").

Tiek saukti debess sfēras krustošanās punkti ar pasaules asipasaules poli(punkts R - ziemeļu debess pols, punkts R" - dienvidu debess pols).

Ziemeļzvaigzne atrodas netālu no pasaules ziemeļpola. Kad mēs skatāmies uz Ziemeļzvaigzni, vai precīzāk, uz fiksētu punktu tai blakus - pasaules ziemeļpolu, mūsu skatiena virziens sakrīt ar pasaules asi. Dienvidu debess pols atrodas debess sfēras dienvidu puslodē.

Lidmašīna EAW.Q., perpendikulāri pasaules asij PP" un iet caur debess sfēras centru saucdebess ekvatora plakne, un tā krustošanās līnija ar debess sfēru irdebess ekvators.

Debesu ekvators – riņķa līnija, kas iegūta no debess sfēras krustpunkta ar plakni, kas iet caur debess sfēras centru perpendikulāri pasaules asij.

Debesu ekvators sadala debess sfēru divās puslodēs: ziemeļu un dienvidu.

Pasaules ass, pasaules poli un debess ekvators ir līdzīgi Zemes asij, poliem un ekvatoram, jo ​​uzskaitītie nosaukumi ir saistīti ar šķietamo debess sfēras rotāciju, un tas ir sekas Zemeslodes faktiskā rotācija.

Plakne, kas iet caur zenīta punktuZ , centrs AR debess sfēra un pols R pasaule saucasdebess meridiāna plakne, un veidojas tās krustošanās līnija ar debess sfērudebess meridiāna līnija.

Debesu meridiāns - debess sfēras lielais aplis, kas iet caur zenītu Z, debess polu P, dienvidu debess polu P, zemāko Z"

Jebkurā vietā uz Zemes debess meridiāna plakne sakrīt ar šīs vietas ģeogrāfiskā meridiāna plakni.

Pusdienas līnija N.S. - šī ir meridiāna un horizonta plakņu krustošanās līnija. N – ziemeļu punkts, S – dienvidu punkts

Tas ir nosaukts tāpēc, ka pusdienlaikā vertikālo objektu ēnas krīt šajā virzienā.

• Kāds ir debess sfēras rotācijas periods? (Vienāds ar Zemes griešanās periodu - 1 diena).
• Kādā virzienā notiek debess sfēras redzamā (šķietamā) rotācija? (Pretēji Zemes griešanās virzienam).
• Ko var teikt par debess sfēras rotācijas ass un zemes ass relatīvo stāvokli? (Debess sfēras ass un zemes ass sakritīs).
• Vai debess sfēras šķietamajā rotācijā piedalās visi debess sfēras punkti? (Punkti, kas atrodas uz ass, atrodas miera stāvoklī).

Zeme pārvietojas orbītā ap Sauli. Zemes rotācijas ass ir slīpa pret orbītas plakni 66,5° leņķī. Mēness un Saules gravitācijas spēku ietekmē Zemes rotācijas ass nobīdās, savukārt ass slīpums pret Zemes orbītas plakni paliek nemainīgs. Šķiet, ka Zemes ass slīd pa konusa virsmu. (tas pats notiek ar parastas augšdaļas asi rotācijas beigās).

Šī parādība tika atklāta tālajā 125. gadā pirms mūsu ēras. e. grieķu astronoms Hiparhs un nosaukts precesija.

Zemes ass vienu apgriezienu veic 25 776 gados – šo periodu sauc par platonisko gadu. Tagad netālu no pasaules P - ziemeļpola atrodas Ziemeļzvaigzne - α Ursa Minor. Polārā zvaigzne ir zvaigzne, kas pašlaik atrodas netālu no pasaules ziemeļpola. Mūsu laikā, apmēram kopš 1100. gada, šāda zvaigzne ir Alpha Ursa Minor - Kinosura. Iepriekš Polaris tituls tika pārmaiņus piešķirts π, η un τ Hercules, zvaigznēm Thuban un Kohab. Romiešiem vispār nebija Ziemeļzvaigznes, un Kohabu un Kinosuru (α Ursa Minor) sauca par aizbildņiem.

Mūsu hronoloģijas sākumā debess pols atradās netālu no α Drako – pirms 2000 gadiem. 2100. gadā debess pols atradīsies tikai 28 collas no Ziemeļzvaigznes – tagad tas ir 44 collas. 3200. gadā Cefeja zvaigznājs kļūs par polāru. 14000. gadā Vega (α Lyrae) būs polāra.

Kā debesīs atrast Ziemeļzvaigzni?

Lai atrastu Ziemeļzvaigzni, jums ir garīgi jānovelk taisna līnija cauri Ursa Major zvaigznēm (pirmās 2 zvaigznes no “spaiņa”) un jāskaita 5 attālumi starp šīm zvaigznēm gar to. Šajā vietā blakus taisnajai līnijai mēs redzēsim zvaigzni, kuras spilgtums ir gandrīz identisks “spaiņa” zvaigznēm - tā ir Ziemeļzvaigzne.

Zvaigznājā, ko mēdz dēvēt par Mazo Lāci, Ziemeļzvaigzne ir spožākā. Bet tāpat kā lielākā daļa zvaigžņu Ursa Major kausā, Polaris ir otrā lieluma zvaigzne.

Vasaras (vasaras-rudens) trīsstūris = zvaigzne Vega (α Lyrae, 25,3 gaismas gadi), zvaigzne Denebs (α Cygnus, 3230 gaismas gadi), zvaigzne Altair (α Orlae, 16,8 gaismas gadi)

2.1.3. Debesu koordinātas un zvaigžņu kartes

Lai debesīs atrastu zvaigzni, jānorāda, kurā horizonta pusē tā atrodas un cik augstu virs tās atrodas. Šim nolūkam to izmanto horizontālā koordinātu sistēma – azimuts Un augstums. Novērotājam, kas atrodas jebkurā vietā uz Zemes, nav grūti noteikt vertikālo un horizontālo virzienu.

Pirmais no tiem tiek noteikts, izmantojot svērteni, un ir attēlots zīmējumā (1.3. att.) ar svērteni. ZZ", kas iet caur sfēras centru (punkts PAR).

Tiek saukts Z punkts, kas atrodas tieši virs novērotāja galvas zenīts.

Plakne, kas iet caur sfēras centru perpendikulāri svērtei, krustojoties ar sfēru veido apli - patiess, vai matemātiskais, horizonts.

Augstums gaismeklis tiek mērīts pa apli, kas iet cauri zenītam un gaismeklim , un to izsaka ar šī apļa loka garumu no horizonta līdz gaismeklim. Šo loku un tai atbilstošo leņķi parasti apzīmē ar burtu h.

Zvaigznes augstums, kas atrodas zenītā, ir 90°, pie horizonta - 0°.

Gaismekļa pozīciju attiecībā pret horizonta malām norāda tā otrā koordināta - azimuts, ar burtiem A. Azimutu mēra no dienvidu punkta pulksteņrādītāja virzienā, tātad dienvidu punkta azimuts ir 0°, rietumu punkts ir 90° utt.

Gaismekļu horizontālās koordinātas laika gaitā nepārtraukti mainās un ir atkarīgas no novērotāja stāvokļa uz Zemes, jo attiecībā pret pasaules telpu horizonta plakne noteiktā Zemes punktā griežas kopā ar to.

Gaismekļu horizontālās koordinātas tiek mērītas, lai noteiktu dažādu Zemes punktu laiku vai ģeogrāfiskās koordinātas. Praksē, piemēram, ģeodēzijā augstumu un azimutu mēra ar īpašiem goniometriskiem optiskiem instrumentiem - teodolīti.

Lai izveidotu zvaigžņu karti, kas attēlo zvaigznājus plaknē, jums jāzina zvaigžņu koordinātas. Lai to izdarītu, jāizvēlas koordinātu sistēma, kas grieztos kopā ar zvaigžņotajām debesīm. Lai norādītu gaismekļu atrašanās vietu debesīs, tiek izmantota koordinātu sistēma, kas līdzīga tai, ko izmanto ģeogrāfijā. - ekvatoriālā koordinātu sistēma.

Ekvatoriālā koordinātu sistēma ir līdzīga ģeogrāfiskajai koordinātu sistēmai uz zemeslodes. Kā zināms, var norādīt jebkura zemeslodes punkta atrašanās vietu Ar izmantojot ģeogrāfiskās koordinātas - platumu un garumu.

Ģeogrāfiskais platums - ir punkta leņķiskais attālums no Zemes ekvatora.Ģeogrāfisko platumu (φ) mēra gar meridiāniem no ekvatora līdz Zemes poliem.

Garuma grāds- leņķis starp noteiktā punkta meridiāna plakni un galvenā meridiāna plakni.Ģeogrāfiskais garums (λ) mērot pa ekvatoru no galvenā (Grinvičas) meridiāna.

Tā, piemēram, Maskavai ir šādas koordinātas: 37°30" austrumu garuma un 55°45" ziemeļu platuma.

Iepazīstinām ekvatoriālā koordinātu sistēma, kas norāda gaismekļu novietojumu debess sfērā vienam pret otru.

Novelkam līniju caur debess sfēras centru (2.4. att.) paralēli Zemes griešanās asij - axis mundi. Tas šķērsos debess sfēru divos diametrāli pretējos punktos, kurus sauc pasaules poli - R Un R. Par pasaules ziemeļpolu sauc to, pie kura atrodas Ziemeļzvaigzne. Plakne, kas iet caur sfēras centru paralēli Zemes ekvatora plaknei, šķērsgriezumā ar sfēru, veido apli, t.s. debess ekvators. Debesu ekvators (tāpat kā Zemes) sadala debess sfēru divās puslodēs: ziemeļu un dienvidu puslodēs. Zvaigznes leņķisko attālumu no debess ekvatora sauc deklinācija. Deklināciju mēra pa apli, kas novilkts caur debess ķermeni un pasaules poliem, tā ir līdzīga ģeogrāfiskajam platumam.

Deklinācija- gaismekļu leņķiskais attālums no debess ekvatora. Deklināciju apzīmē ar burtu δ. Ziemeļu puslodē deklinācijas tiek uzskatītas par pozitīvām, dienvidu puslodē - negatīvām.

Otrā koordināta, kas norāda zvaigznes atrašanās vietu debesīs, ir līdzīga ģeogrāfiskajam garumam. Šo koordinātu sauc labā pacelšanās . Taisnā pacelšanās tiek mērīta gar debess ekvatoru no pavasara ekvinokcijas γ, kur Saule notiek katru gadu 21. martā (vasaras ekvinokcijas dienā). To mēra no pavasara ekvinokcijas γ pretēji pulksteņrādītāja virzienam, t.i., virzienā uz debesu ikdienas rotāciju. Tāpēc gaismekļi paceļas (un nostājas) pieaugošā to labās pacelšanās secībā.

Pareizā pacelšanās - leņķis starp pusloka plakni, kas novilkta no debess pola cauri gaismeklim(deklinācijas aplis), un pusloka plakne, kas novilkta no debess pola caur pavasara ekvinokcijas punktu, kas atrodas uz ekvatora(sākotnējais deklināciju aplis). Pareizo pacelšanos simbolizē α

Deklinācija un labā augšupeja(δ, α) sauc par ekvatoriālajām koordinātām.

Deklināciju un labo augšupeju ir ērti izteikt nevis grādos, bet gan laika vienībās. Ņemot vērā, ka Zeme veic vienu apgriezienu 24 stundās, mēs iegūstam:

360° - 24 stundas, 1° - 4 minūtes;

15° - 1 stunda, 15" -1 min, 15" - 1 s.

Tāpēc taisnais pacēlums, kas vienāds ar, piemēram, pulksten 12, ir 180°, un 7 stundas 40 minūtes atbilst 115°.

Ja īpaša precizitāte nav nepieciešama, tad debesu koordinātas zvaigznēm var uzskatīt par nemainīgām. Līdz ar zvaigžņoto debesu ikdienas rotāciju griežas arī pavasara ekvinokcijas punkts. Tāpēc zvaigžņu novietojums attiecībā pret ekvatoru un pavasara ekvinokcija nav atkarīgs ne no diennakts laika, ne no novērotāja stāvokļa uz Zemes.

Ekvatoriālā koordinātu sistēma ir attēlota uz kustīgu zvaigžņu diagrammas.

Zvaigžņu kartes izveides princips ir ļoti vienkāršs. Vispirms projicēsim visas zvaigznes uz zemeslodes: tur, kur uz zvaigzni vērstais stars krustos ar zemeslodes virsmu, atradīsies šīs zvaigznes attēls. Parasti zvaigžņu globuss attēlo ne tikai zvaigznes, bet arī ekvatoriālo koordinātu tīklu. Patiesībā zvaigžņu globuss ir debess sfēras modelis, ko izmanto astronomijas stundās skolā. Šajā modelī nav zvaigžņu attēlu, bet ir attēlota axis mundi, debess ekvators un citi debess sfēras apļi.

Zvaigžņu globusa izmantošana ne vienmēr ir ērta, tāpēc kartes un atlanti tiek plaši izmantoti astronomijā (kā arī ģeogrāfijā).

Zvaigžņoto debesu atlants iesācējam novērotājam

Zemes virsmas karti var iegūt, ja visi zemeslodes punkti tiek projicēti uz plaknes (cilindra vai konusa virsmas). Veicot to pašu darbību ar zvaigžņu globusu, jūs varat iegūt zvaigžņoto debesu karti.

Iepazīsimies ar vienkāršāko zvaigžņu karti, kas ievietota Skolas astronomiskajā kalendārā.

Novietosim plakni, uz kuras vēlamies iegūt karti, lai tā pieskartos zemeslodes virsmai vietā, kur atrodas debess ziemeļpols. Tagad mums ir jāprojicē visas zvaigznes un koordinātu režģis no zemeslodes uz šo plakni. Iegūsim Arktikas vai Antarktikas ģeogrāfiskajām kartēm līdzīgu karti, kuras centrā atrodas viens no Zemes poliem. Mūsu zvaigžņu kartes centrā būs ziemeļu debess pols, blakus Ziemeļzvaigzne, nedaudz tālāk atrodas pārējās Mazās Ursas zvaigznes, kā arī Lielās Ursas zvaigznes un citi zvaigznāji, kas atrodas netālu no debess pola. Ekvatoriālo koordinātu režģi kartē attēlo stari, kas izstaro no centra, un koncentriski apļi. Kartes malā pretī katram staram ir uzrakstīti skaitļi, kas norāda taisno augšupeju (no pulksten 0 līdz 23). Stars, no kura sākas labā pacelšanās, iet caur pavasara ekvinokcijas punktu, ko apzīmē ar γ . Deklināciju mēra gar šiem stariem no apļa, kas attēlo debess ekvatoru un ir apzīmēts ar 0°. Atlikušajos apļos ir arī digitalizācija, kas parāda, kāda deklinācija ir objektam, kas atrodas uz šī apļa.

Atkarībā no to lieluma zvaigznes kartē tiek attēlotas kā dažāda diametra apļi. Tie, kas veido zvaigznājiem raksturīgās figūras, ir savienoti ar cietām līnijām. Zvaigznāju robežas ir norādītas ar punktētām līnijām.

2.1.4. Debesu pola augstums virs horizonta

Aplūkosim debess pola augstumu virs horizonta saskaņā ar 2.5. attēlu, kur debess sfēras daļa un globuss ir attēloti projekcijā uz debess meridiāna plakni.

Ļaujiet VAI- pasaules ass paralēla Zemes asij; OQ- debess ekvatora daļas projekcija paralēli Zemes ekvatoram; OZ- svērteni. Tad debess pola augstums virs horizonta hP= PON un ģeogrāfiskais platums φ = Q 1 O 1 O. Ir skaidrs, ka šie leņķi (PON Un Q 1 O 1 O) ir vienādi viens otram, jo ​​to malas ir savstarpēji perpendikulāras (OO 1 IESLĒGTS , a OQOP). No tā izriet, ka debess pola augstums virs horizonta ir vienāds ar novērošanas vietas ģeogrāfisko platumu: h P = φ. Tādējādi novērošanas punkta ģeogrāfisko platumu var noteikt, izmērot debess pola augstumu virs horizonta.

Atkarībā no novērotāja vietas uz Zemes mainās zvaigžņoto debesu izskats un zvaigžņu ikdienas kustības raksturs.

Vieglākais veids, kā saprast, kas notiek un kā ir pie Zemes poliem. Pols ir vieta uz zemeslodes, kur pasaules ass sakrīt ar svērteni, bet debess ekvators ar horizontu (2.6. att.).

Novērotājam Ziemeļpolā Ziemeļzvaigzne ir redzama netālu no zenīta. Šeit virs horizonta atrodas tikai debess sfēras ziemeļu puslodes zvaigznes (ar pozitīvu deklināciju). Dienvidpolā, gluži pretēji, ir redzamas tikai zvaigznes ar negatīvu deklināciju. Abos gadījumos, pārvietojoties Zemes rotācijas dēļ paralēli debess ekvatoram, zvaigznes paliek nemainīgā augstumā virs horizonta, neceļas un nenoriet.

Dosimies ceļā no Ziemeļpola uz ierastajiem vidējiem platuma grādiem. Ziemeļzvaigznes augstums virs horizonta pakāpeniski samazināsies, vienlaikus palielinoties leņķim starp horizonta plaknēm un debess ekvatoru.

Kā redzams 2.7. attēlā, vidējos platuma grādos (atšķirībā no Ziemeļpola) tikai daļa zvaigžņu ziemeļu puslodē debesīs nekad nenotiek. Visas pārējās zvaigznes gan ziemeļu, gan dienvidu puslodē paceļas un noriet.

Turpināsim savu iedomāto ceļojumu un dosimies no vidējiem platuma grādiem līdz ekvatoram, kura ģeogrāfiskais platums ir 0° Šeit pasaules ass atrodas horizonta plaknē, un debess ekvators iet cauri zenītam. Pie ekvatora dienas laikā visi gaismekļi atradīsies virs horizonta (2.9. att.).

Pie Zemes poliem ir redzama tikai puse no debess sfēras. Pie Zemes ekvatora visus zvaigznājus var redzēt visu gadu. Vidējos platuma grādos dažas zvaigznes neriet, dažas neuzlec, pārējās aug un riet katru dienu.

2.1.5. Gaismekļu augstums kulminācijā

Ikdienas kustības laikā zvaigzne, griežoties ap pasaules asi, šķērso meridiānu divas reizes dienā - virs dienvidu un ziemeļu punktiem. Turklāt tas reiz ieņem augstāko pozīciju - augšējā kulminācija citreiz - zemākā pozīcija - zemāka kulminācija.

Augšējās kulminācijas brīdī virs dienvidu punkta gaismeklis sasniedz vislielāko augstumu virs horizonta.

Kulminācija- tā ir gaismekļa pāreja pa meridiānu, mDebesu meridiāna šķērsošanas brīdis.

Diennakts laikā gaismeklis M apraksta ikdienas paralēli - nelielu debess sfēras apli, kura plakne ir perpendikulāra pasaules asij un iet caur novērotāja aci.

M 1 - augšējā kulminācija (h max; A = 0 o), M2 - apakšējā kulminācija (h min; A = 180 o), M 3 - saullēkta punkts, M 4 - saulrieta punkts,

Pamatojoties uz to ikdienas kustībām, gaismekļi ir sadalīti:

• nav augšupejoša
• augošā - dilstošā (augošā un dilstošā dienas laikā)
• neiebraukšana.
• Kas ir saule un mēness? (ko 2)

2.8. attēlā parādīts gaismekļa stāvoklis augšējās kulminācijas brīdī.

Kā zināms, debess pola augstums virs horizonta (leņķis PON): h P= φ. Tad leņķis starp horizontu (NS) un debess ekvators (QQ 1) būs vienāds ar 180° - φ - 90° = 90° - φ. Stūris M.O.S. kas izsaka gaismekļa augstumu M kulminācijā ir divu leņķu summa: Q 1OS Un MOQ 1. Mēs tikko esam noteikuši pirmā no tiem lielumu, un otrais ir nekas vairāk kā gaismekļa deklinācija M, vienāds ar δ.

Tādējādi mēs iegūstam šādu formulu, kas savieno zvaigznes augstumu tās kulminācijā ar tās deklināciju un novērošanas vietas ģeogrāfisko platumu:

h= 90° - φ + δ.

Zinot zvaigznes deklināciju un no novērojumiem nosakot tās augstumu kulminācijā, var uzzināt novērošanas vietas ģeogrāfisko platumu.

Attēlā redzama debess sfēra. Aprēķināsim zvaigznes zenīta attālumu dotajā punktā augšējās kulminācijas brīdī, ja ir zināma tās deklinācija.

Augstuma h vietā bieži izmanto zenīta attālumu Z, kas vienāds ar 90°-h .

Zenīta distance- punkta M leņķiskais attālums no zenīta.

Lai gaismeklis augšējās kulminācijas brīdī atrodas punktā M, tad loks QM ir gaismekļa deklinācija δ, jo AQ ir debess ekvators, kas ir perpendikulārs pasaules asij PP." Loka QZ ir vienāda ar loka NP un vienāds ar apgabala φ ģeogrāfisko platumu Acīmredzot attēlotais loka zenīta attālums ir vienāds ar z = φ - δ.

Ja gaismeklis sasniedz kulmināciju uz ziemeļiem no zenīta Z (tas ir, punkts M būtu starp Z un P), tad z = δ- φ. Izmantojot šīs formulas, ir iespējams aprēķināt zenīta attālumu zvaigznei ar zināmu deklināciju augšējās kulminācijas brīdī punktā ar zināmu ģeogrāfisko platumu φ.

1. Zvaigznāji

Ar zvaigžņotajām debesīm jāiepazīstas bez mākoņiem naktī, kad Mēness gaisma netraucē novērot blāvas zvaigznes. Skaists nakts debesu attēls ar mirdzošām zvaigznēm, kas izkaisītas pa tām. Viņu skaits šķiet bezgalīgs. Taču tā šķiet tikai līdz brīdim, kad ieskaties tuvāk un nemāc debesīs atrast pazīstamas zvaigžņu grupas, kas ir nemainīgas to relatīvajā pozīcijā. Šīs grupas, ko sauc par zvaigznājiem, cilvēki identificēja pirms tūkstošiem gadu. Zvaigznājs ir debesu apgabals noteiktās noteiktās robežās. Visas debesis ir sadalītas 88 zvaigznājos, kurus var atrast pēc tiem raksturīgā zvaigžņu izvietojuma.

Daudzi zvaigznāji ir saglabājuši savus nosaukumus kopš seniem laikiem. Daži nosaukumi ir saistīti ar grieķu mitoloģiju, piem. Andromeda, Persejs, Pegazs, daži ar objektiem, kas līdzinās figūrām, ko veido zvaigznāju spožās zvaigznes: Bultiņa, Trīsstūris,Svari uc Ir, piemēram, dzīvnieku vārdā nosaukti zvaigznāji lauva,Vēzis, Skorpions.

Zvaigznāji debesīs tiek atrasti, mentāli savienojot to spožākās zvaigznes ar taisnām līnijām noteiktā figūrā, kā parādīts zvaigžņu kartēs (sk. zvaigžņu karti VII pielikumā, kā arī 6., 7., 10. att.). Katrā zvaigznājā spožas zvaigznes jau izsenis apzīmētas ar grieķu burtiem *, visbiežāk zvaigznāja spožākā zvaigzne - ar burtu α, pēc tam ar burtiem β, γ utt alfabētiskā secībā, spilgtumam samazinoties; Piemēram, polārā zvaigzne ir zvaigznāji Mazā Ursa.

* (Grieķu alfabēts ir dots II pielikumā.)

6. un 7. attēlā ir redzama Ursa Major galveno zvaigžņu atrašanās vieta un šī zvaigznāja figūra, kā tas tika attēlots senajās zvaigžņu kartēs (Ziemeļzvaigznes atrašanas metode jums ir pazīstama no jūsu ģeogrāfijas kursa).

Bezmēness naktī virs horizonta ar neapbruņotu aci var redzēt aptuveni 3000 zvaigžņu. Šobrīd astronomi ir noteikuši precīzu vairāku miljonu zvaigžņu atrašanās vietu, izmērījuši no tām nākošās enerģijas plūsmas un sastādījuši šo zvaigžņu katalogu sarakstus.

2. Zvaigžņu šķietamais spilgtums un krāsa

Dienas laikā debesis šķiet zilas, jo gaisa vides neviendabīgums visspēcīgāk izkliedē zilos saules starus.

Ārpus Zemes atmosfēras debesis vienmēr ir melnas, un tajās vienlaikus var novērot zvaigznes un Sauli.

Zvaigznēm ir atšķirīgs spilgtums un krāsa: balta, dzeltena, sarkanīga. Jo sarkanāka zvaigzne, jo vēsāks tas ir. Mūsu Saule ir dzeltena zvaigzne.

Senie arābi spožajām zvaigznēm deva savus vārdus. Baltās zvaigznes: Vega Liras zvaigznājā, Altair Akvilas zvaigznājā (redzams vasarā un rudenī), Siriuss- spožākā zvaigzne debesīs (redzama ziemā); sarkanās zvaigznes: Betelgeuse zvaigznājā Orion Un Aldebarans Vērša zvaigznājā (redzams ziemā), Antares Skorpiona zvaigznājā (redzams vasarā); dzeltens Kapela Auriga zvaigznājā (redzams ziemā) *.

* (Spožu zvaigžņu nosaukumi ir doti IV pielikumā.)

Pat senos laikos spožākās zvaigznes sauca par 1. lieluma zvaigznēm, bet vājākās, kas bija redzamas pie redzes robežas, sauca par 6. lieluma zvaigznēm. Šī senā terminoloģija ir saglabājusies līdz mūsdienām. Terminam “zvaigžņu lielums” (apzīmēts ar burtu m) nav nekāda sakara ar zvaigžņu patieso izmēru, tas raksturo gaismas plūsmu, kas nāk uz Zemi no zvaigznes. Ir pieņemts, ka ar viena lieluma starpību zvaigžņu šķietamais spilgtums atšķiras apmēram 2,5 reizes. Tad 5 magnitūdu starpība atbilst tieši 100 reižu spilgtuma starpībai. Tādējādi 1. lieluma zvaigznes ir 100 reizes spožākas nekā 6. lieluma zvaigznes. Mūsdienu novērošanas metodes ļauj atklāt zvaigznes līdz aptuveni 25. lielumam.

Precīzi mērījumi liecina, ka zvaigznēm ir gan daļējs, gan negatīvs lielums, piemēram: Aldebarānam magnitūds ir m = 1,06, Begam m = 0,14, Sīriusam m = - 1,58, Saulei m = - 26,80.

3. Acīmredzama zvaigžņu ikdienas kustība. Debesu sfēra

Zemes aksiālās rotācijas dēļ mums šķiet, ka zvaigznes pārvietojas pa debesīm. Ja jūs stāvat ar seju pret horizonta dienvidu pusi un novērojat zvaigžņu ikdienas kustību Zemes ziemeļu puslodes vidējos platuma grādos, jūs ievērosiet, ka zvaigznes paceļas horizonta austrumu pusē, paceļas visaugstāk virs dienvidu puses. no horizonta un atrodas rietumu pusē, t.i., tie virzās no kreisās puses uz labo, pulksteņrādītāja virzienā (8. att.). Rūpīgi novērojot, jūs ievērosiet, ka Ziemeļzvaigzne gandrīz nemaina savu pozīciju attiecībā pret horizontu. Tomēr citas zvaigznes apraksta pilnīgus apļus dienas laikā ar centru netālu no Polaris. To var viegli pārbaudīt, veicot šādu eksperimentu naktī bez mēness. Pavērsīsim kameru, kas iestatīta uz "bezgalību" uz Ziemeļzvaigzni un droši nofiksēsim to šajā pozīcijā. Atveriet aizvaru ar pilnībā atvērtu objektīvu uz pusstundu vai stundu. Izstrādājot šādi iegūto attēlu, uz tā redzēsim koncentriskus lokus - zvaigžņu ceļu pēdas (9. att.). Šo loku kopējais centrs – punkts, kas paliek nekustīgs zvaigžņu ikdienas kustības laikā, nosacīti tiek saukts Ziemeļpols miers. Polārzvaigzne atrodas tai ļoti tuvu (10. att.). Tam diametrāli pretējo punktu sauc dienvidpols miers. Novērotājam Zemes ziemeļu puslodē tas atrodas zem horizonta.

Ir ērti izpētīt zvaigžņu ikdienas kustības parādības, izmantojot matemātisko konstrukciju - debess sfēra, t.i., patvaļīga rādiusa iedomāta sfēra, kuras centrs atrodas novērošanas punktā. Uz šīs sfēras virsmas tiek projicētas visu gaismekļu redzamās pozīcijas, un mērījumu ērtībai tiek konstruēta punktu un līniju virkne (11. att.). Tādējādi svērtā līnija ZCZ", kas iet caur novērotāju, šķērso debesis virs galvas zenīta punktā Z. Diametāli pretējo punktu Z" sauc par zemāko punktu. Plakne (NESW) perpendikulāra svērtenei ZZ" ir horizonta plakne - šī plakne pieskaras zemeslodes virsmai punktā, kur atrodas novērotājs (punkts C 12. att.). Tā sadala debess sfēras virsmu. divās puslodēs: redzamajā, kuras visi punkti atrodas virs horizonta, un neredzamajā, kuras punkti atrodas zem horizonta.

Debess sfēras šķietamās rotācijas ass, kas savieno abus pasaules polus(R un R") un iet cauri novērotājam(AR), saucaaxis mundi(11. att.). Pasaules ass jebkuram novērotājam vienmēr būs paralēla Zemes rotācijas asij (12. att.). Pie horizonta zem ziemeļu debess pola atrodas ziemeļu punkts N (skat. 11. un 12. att.), diametrāli pretējais punkts S ir dienvidu punkts. NCS līniju sauc pusdienas rinda(11. att.), jo pa to horizontālā plaknē pusdienlaikā no vertikāli novietota stieņa krīt ēna. (Jūs mācījāties piektajā klasē fiziskās ģeogrāfijas kursā, kā novilkt pusdienas līniju uz zemes un kā pārvietoties pa horizonta malām, izmantojot to un Ziemeļzvaigzni.) Austrumu punkti E un uz rietumiem W atrodas uz horizonta līnijas. Tie atrodas 90° attālumā no punktiem ziemeļu ziemeļos un dienvidos S. Caur punktu N iet pasaules svītras, zenīts Z un punkts S debesu meridiāna plakne(skat. 11. att.), kas novērotājam C sakrīt ar viņa ģeogrāfiskā meridiāna plakni (sk. 12. att.). Visbeidzot plakne (QWQ"E), kas iet caur sfēras centru (punkts C), kas ir perpendikulāra pasaules asij, veido plakni debess ekvators, paralēli zemes ekvatora plaknei (skat. 12. att.). Debess ekvators sadala debess sfēras virsmu divās puslodēs: ziemeļu ar savu virsotni ziemeļu debess polā un dienvidu ar savu virsotni dienvidu debespolā.

4. Zvaigžņu kartes un debess koordinātas

Lai izveidotu zvaigžņu karti, kas attēlo zvaigznājus plaknē, jums jāzina zvaigžņu koordinātas. Zvaigžņu koordinātas attiecībā pret horizontu, piemēram, augstums virs jūras līmeņa, kaut arī vizuālas, nav piemērotas karšu veidošanai, jo tās visu laiku mainās. Nepieciešams izmantot koordinātu sistēmu, kas rotē kopā ar zvaigžņotajām debesīm. Šī koordinātu sistēma ir ekvatoriālā sistēma, tas ir nosaukts tāpēc, ka ekvators kalpo kā plakne, no kuras un kurā mēra koordinātas. Šajā sistēmā viena koordināta ir zvaigznes leņķiskais attālums no debess ekvatora, saukts deklinācija δ (13. att.). Tas mainās ±90° robežās un tiek uzskatīts par pozitīvu uz ziemeļiem no ekvatora un par negatīvu dienvidos. Deklinācija ir līdzīga ģeogrāfiskajam platumam.

Otrā koordināta ir līdzīga ģeogrāfiskajam garumam un tiek saukta labā pacelšanāsα.

Gaismekļu M labo augšupeju mēra ar leņķi starp lielo apļu plaknēm, viens iet cauri pasaules poliem un dotajam gaismeklim M, bet otrs - caur pasaules un punkta poliem pavasara ekvinokcija, guļot uz ekvatora (skat. 13. att.). Šis punkts tika nosaukts tā, jo Saule tur (debesu sfērā) parādās pavasarī no 20. līdz 21. martam, kad diena ir vienāda ar nakti.

Labā augšupeja tiek mērīta pa debess ekvatora loku no pavasara ekvinokcijas pretēji pulksteņrādītāja virzienam, skatoties no ziemeļpola. Tas svārstās no 0 līdz 360° un tiek saukts par labo augšupeju, jo zvaigznes, kas atrodas uz debess ekvatora, paceļas (un nostājas) taisnās augšupejas pieauguma secībā. Tā kā šī parādība ir saistīta ar Zemes rotāciju, taisnā pacelšanās parasti tiek izteikta nevis grādos, bet gan laika vienībās. 24 stundu laikā Zeme (un mums šķiet, ka zvaigznes) veic vienu apgriezienu - 360°. Tāpēc 360° atbilst 24 stundām, pēc tam 15°-1 stunda, 1°-4 minūtes, 15"-1 minūte, 15"-1 s. Piemēram, 90° ir 6 stundas un 7 stundas 18 minūtes ir 109°30".

Laika vienībās taisnā augšupeja ir norādīta zvaigžņu karšu, atlantu un globusu koordinātu režģī, tostarp mācību grāmatai pievienotajā kartē un Skolas astronomiskajam kalendāram.

1. vingrinājums

1. Ko raksturo zvaigžņu lielums?

2. Vai ir atšķirība starp ziemeļu debess polu un ziemeļu punktu?

3. Izsakiet 9 stundas 15 minūtes 11 sekundes grādos.

1. vingrinājums

1. Saskaņā ar VII pielikumu, iepazīstieties ar kustīgu zvaigžņu kartes apstrādi un uzstādīšanu.

2. Izmantojot IV pielikumā doto spožu zvaigžņu koordinātu tabulu, atrodiet zvaigžņu kartē dažas no norādītajām zvaigznēm.

3. Izmantojot karti, saskaitiet vairāku spožu zvaigžņu koordinātas un pārbaudiet sevi, izmantojot IV pielikumu.