Praca praktyczna i zadania tematyczne z astronomii. Najprostsza praktyczna praca z astronomii w liceum

Najprostsza praktyczna praca z astronomii w liceum.

1. Obserwacje widocznej dobowej rotacji nieba gwiaździstego.

a) Przeprowadź obserwację przez jeden wieczór i zwróć uwagę, jak zmienia się pozycja konstelacji Ursa Minor i Ursa Major.

b) Określ obrót nieba poprzez przejście gwiazd w polu widzenia nieruchomego teleskopu. Znając pole widzenia teleskopu, użyj stopera, aby określić prędkość obrotu nieba (w stopniach na godzinę).

2. Obserwacja corocznej zmiany gwiaździstego nieba.

3. Obserwacja zmian południowej wysokości Słońca.

W ciągu miesiąca, raz w tygodniu w południe, zmierz wysokość Słońca. Wpisz wyniki pomiarów do tabeli:

Skonstruuj wykres zmiany wysokości południa Słońca, wykreślając daty na osi X i wysokość południową na osi Y.

Aby określić godzinę prawdziwego południa, musisz użyć wzoru:

T ist.pold. = 12 + h + (n - l).

W takim przypadku należy wprowadzić poprawkę o 1 godzinę na czas letni.

4. Obserwacja pozornej pozycji planet względem gwiazd.

5. Obserwacja satelitów Jowisza.

Konieczne jest prowadzenie obserwacji satelitów Jowisza przez teleskop i naszkicowanie ich położenia względem tarczy planety. Brak niektórych satelitów oznacza ich zaćmienie lub zasłonięcie.

6. Wyznaczanie szerokości geograficznej miejsca.

6.1 Według wysokości Słońca w południe.

Kilka minut przed nadejściem prawdziwego południa zainstaluj teodolit w płaszczyźnie południka. Oblicz z góry godzinę południową.

W południe lub koło południa zmierz wysokość h dolnej krawędzi krążka. Popraw znalezioną wysokość o wartość promienia Słońca (16').

Oblicz szerokość geograficzną miejsca, korzystając z zależności

j \u003d 90 0 - h c + d c,

gdzie h c to wysokość środka Słońca, d c to deklinacja Słońca na godzinę obserwacji, interpolowana z uwzględnieniem jego zmiany godzinowej.

6.2 Według wysokości Gwiazdy Północnej.

Za pomocą teodolitu lub innego instrumentu goniometrycznego zmierz wysokość Gwiazdy Północnej nad horyzontem. Będzie to przybliżona wartość szerokości geograficznej z błędem około 10 .

7. Wyznaczanie długości geograficznej miejsca.

7.1 Zainstaluj teodolit w płaszczyźnie południka i wyznacz moment kulminacji Słońca za pomocą zegara (moment przejścia Słońca przez pionową nić teodolitu). Będzie to moment Tp wyrażony w czasie standardowym.

7.2 Oblicz lokalny czas słoneczny w chwili na południku zerowym T 0, jeśli numer tej strefy wynosi 2.

T 0 \u003d T p - n.

7.3 Wyznacz lokalny średni czas T m w momencie kulminacji Słońca, który wynosi 12 + godz.

7.4 Oblicz długość geograficzną miejsca jako różnicę między czasami lokalnymi:

l \u003d T m - T 0.

8. Obserwacja powierzchni Księżyca przez teleskop.

Na mapie Księżyca zapoznaj się z kilkoma dobrze obserwowanymi formacjami księżycowymi.

Porównaj wyniki obserwacji z dostępną mapą.

MATERIAŁY DO PRAKTYKI
STUDIA LABORATORYJNE
Astronomia
Klasa 11
Stacjonarna forma kształcenia)
Wykładowca: Demenin L.N.
Władywostok

Notatka wyjaśniająca
Głównym celem szkolenia praktycznego jest rozwiązywanie różnego rodzaju problemów.
Wraz z kształtowaniem umiejętności i zdolności w procesie szkolenia praktycznego
generalizować, systematyzować, pogłębiać i konkretyzować wiedzę teoretyczną,
rozwijana jest umiejętność i gotowość do wykorzystania wiedzy teoretycznej w praktyce,
rozwijają się umiejętności intelektualne.
Aby poprawić efektywność szkolenia praktycznego zaleca się:
wykorzystanie aktywnych metod nauczania w praktyce nauczania;
korzystanie ze zbiorowych i grupowych form pracy, maksymalnie
korzystanie z indywidualnych formularzy w celu zwiększenia odpowiedzialności każdego
student do samodzielnego wykonywania pełnego zakresu pracy;
prowadzenie zajęć o podwyższonym stopniu trudności z włączeniem do nich zadań,
związane z wyborem przez studentów warunków wykonywania pracy, określeniem celów,
samodzielny dobór niezbędnych metod i środków rozwiązywania problemów;
wybór dodatkowych zadań i zadań dla studentów pracujących w more
w szybkim tempie, aby efektywnie wykorzystać czas przeznaczony na lekcję itp.
Blok praktyczny dla dyscypliny „Astronomia”
Praca praktyczna nr 1
(z planem układu słonecznego)

Cel:
Rysunek w skali planu Układu Słonecznego przedstawiający rzeczywistą
pozycje planet w dniu pracy.

Kompas, „Szkolny kalendarz astronomiczny” na bieżący rok akademicki.
Postęp:
1. Zapoznaj się z treścią zadania 12 podręcznika.
3

2. Wypełnij punkt 1 zadania 12. W tym celu skorzystaj z Załącznika IV podręcznika i
wstępnie wypełnić tabelę (w miejscu przerw w pierwszym rzędzie tabeli wskazać
parametr, który jest potrzebny do kompilacji).
Na osobnym arkuszu pośrodku musisz umieścić Słońce jako punkt
Źródło światła. Biorąc orbity planet jako koła, musisz je zaznaczyć linią przerywaną
(środki kół będą się pokrywać i znajdować się w punkcie, który oznacza
pozycja słońca).
Narysuj wiązkę ze środka (położenie Słońca) w dowolnym kierunku,
biorąc to jako kierunek do wiosennej równonocy.
3. Zapoznaj się z treścią „Szkolnego kalendarza astronomicznego”.
4. Uzupełnij luki, podając definicje:
Długość heliocentryczna to kąt środkowy między kierunkiem
_________.
Efemerydy ______________________________________________________.
5. Wypełnij pkt 2 (b) zadania 12. Zapisz wyniki w tabeli.
6. Wypełnij pkt 2 (c) zadania 12. Wprowadź wyniki do tabeli (w przypadku braku
umieść kreskę w odpowiedniej komórce określonej konfiguracji planety).
7. Znajdź w „Szkolnym kalendarzu astronomicznym” na bieżący rok akademicki
tabela heliocentrycznych długości geograficznych planet. Uważnie przeczytaj paragraf 3 zadania 12.
Umieść na planie Układu Słonecznego pozycję Merkurego, Wenus, Ziemi, Marsa.
Główna literatura:

5358194625;
2. Kunash mgr Astronomia. Klasa 11. Przewodnik metodyczny do podręcznika B.A.
Vorontsova Velyaminova, E.K. Strout, astronomia. Podstawowy poziom. Klasa 11 / mgr
Kunasz. - M.: Drop, 2018. - 217, (7) 7s. ISBN 9785358178052.
Zasoby internetowe:
− http://www.afportal.ru/astro/model – Portal astrofizyczny. Plan interaktywny
Układ Słoneczny.
Praca praktyczna nr 2
(dwie grupy planet w Układzie Słonecznym)
4

Cel:
Poznaj charakterystykę planet Układu Słonecznego.
Używane narzędzia i materiały:
„Szkolny kalendarz astronomiczny” na bieżący rok akademicki.
Postęp:
1. Zapoznaj się z treścią §15 podręcznika.
2.
Określ podstawę, według której następuje podział planet na dwie
grupy.
3.
Korzystając z danych z §15 i załącznika VI podręcznika, scharakteryzuj grupy
planety zgodnie z ich cechami fizycznymi. Przeanalizuj podane wartości, odpowiadając
na pytania:
A) według jakich kryteriów planety tych dwóch grup mają najbardziej znaczące różnice?
B) gęstość planet której grupy jest większa? Co może wyjaśnić różnice w?
gęstość ciał fizycznych?
4. Wykorzystując dane z §15 podręcznika scharakteryzuj właściwości fizykochemiczne
każda grupa planet w Układzie Słonecznym. Przeanalizuj wskazane wartości,
odpowiadając na następujące pytania:
A) Jakie jest podobieństwo składu chemicznego planet obu grup?
B) Jaka jest różnica w składzie chemicznym planet obu grup?
C) Na jakim etapie formowania się ciał Układu Słonecznego. Według recenzowanego
wcześniejsza hipoteza, istniała różnica w składzie chemicznym planet obu grup?
5. Wykorzystanie danych z Załącznika VI podręcznika oraz „Szkoła Astronomicznego”
kalendarz” na bieżący rok akademicki, poznaj cechy interakcji między grupami
planety w połączonym grawitacyjnie układzie ciał. Przeanalizuj określone
wartości, odpowiadając na pytanie: „Według jakich kryteriów planety obu grup mają najwięcej”
znaczące różnice?
6. Sformułuj wnioski dotyczące cech grup planet w Układzie Słonecznym,
fizyczne podstawy ich różnic i podobieństw.
Główna literatura:
1. Vorontsov Velyaminov B.A., Strout E.K. Astronomia. Podstawowy poziom. Klasa 11:
podręcznik - wydanie 5, korekta. - M.: Drop, 2018. - 238, (2) s.: ch., 8 s. przełęcz. w tym ISBN 978
5358194625;

Przedmowa
Obserwacje i praktyczne prace nad astronomią odgrywają ważną rolę w kształtowaniu się pojęć astronomicznych. Zwiększają zainteresowanie badanym przedmiotem, łączą teorię z praktyką, rozwijają takie cechy jak obserwacja, uważność, dyscyplina.
Niniejszy podręcznik opisuje doświadczenia autora w organizowaniu i prowadzeniu praktycznej pracy z astronomii w liceum.
Instrukcja składa się z dwóch rozdziałów. Pierwszy rozdział zawiera pewne szczegółowe uwagi na temat używania instrumentów, takich jak teleskop, teodolit, zegar słoneczny itp. Drugi rozdział opisuje 14 praktycznych działań, które zasadniczo odpowiadają programowi astronomicznemu. Nauczyciel może prowadzić obserwacje nieprzewidziane programem na zajęciach pozalekcyjnych. W związku z tym, że nie wszystkie szkoły posiadają wymaganą liczbę teleskopów i teodolitów, niektóre obserwacje
zajęcia można połączyć w jedną sesję. Na zakończenie pracy podane są instrukcje metodyczne dotyczące ich organizacji i realizacji.
Autor uważa za swój obowiązek wyrazić wdzięczność recenzentom M. M. Dagaevowi i A. D. Marlensky'emu za cenne sugestie poczynione przy przygotowaniu książki do publikacji.
Autor.

Rozdział I
WYPOSAŻENIE DO OBSERWACJI ASTRONOMICZNYCH I PRAC PRAKTYCZNYCH
TELESKOPY I TEODOLITY
Opis i instrukcje korzystania z tych urządzeń są w pełni przedstawione w innych podręcznikach oraz w załącznikach do urządzeń. Oto tylko kilka wskazówek, jak z nich korzystać.
teleskopy
Jak wiadomo, do dokładnego montażu statywu równikowego teleskopu jego okular musi mieć krzyż gwintów. Jeden ze sposobów wykonania krzyża nitek jest opisany w „Podręczniku amatorskim” PG Kulikovsky'ego i jest następujący.
Na przesłonie okularowej lub pierścieniu świetlnym wykonanym zgodnie ze średnicą tulei okularu za pomocą lakieru alkoholowego należy skleić ze sobą dwa włosy lub dwie pajęczyny wzajemnie prostopadle. Aby nici były dobrze naciągnięte podczas klejenia, konieczne jest przymocowanie lekkich ciężarków (na przykład kulek lub granulek z plasteliny) do końców włosów (o długości około 10 cm). Następnie ułóż włosy o średnicy na poziomo ułożony pierścień prostopadle do siebie i upuść kroplę olejku w odpowiednie miejsca, pozostawiając na kilka godzin do wyschnięcia. Po wyschnięciu lakieru ostrożnie odetnij końce ciężarkami. Jeżeli krzyżyk jest przyklejony do pierścienia, należy go włożyć w tuleję okularu tak, aby krzyżyk nitek znajdował się na samej przesłonie okularowej.
Możesz zrobić celownik i metodę fotograficzną. Aby to zrobić, musisz sfotografować dwie wzajemnie prostopadłe linie, wyraźnie narysowane tuszem na białym papierze, a następnie uzyskać pozytywowy obraz z negatywu na innym filmie. Powstały „krzyż nitkowy” należy przyciąć do rozmiaru tubusu i zamocować w przesłonie ocznej.
Dużą niedogodnością szkolnego refraktora jest jego słaba stabilność na zbyt lekkim statywie. W związku z tym, jeśli teleskop jest zamontowany na stałym stabilnym słupie, warunki obserwacji ulegają znacznej poprawie. Śruba bazowa, na której mocowany jest teleskop, czyli tzw. stożek Morse'a nr 3, może być wykonana w szkolnych warsztatach. Możesz również użyć śruby statywu ze statywu dostarczonego z teleskopem.
Chociaż najnowsze modele teleskopów mają szukacze, dużo wygodniej jest mieć na teleskopie tubus szukacza o małym powiększeniu (np. celownik optyczny). Szukacz montowany jest w specjalnych stojakach pierścieniowych tak, aby jego oś optyczna była ściśle równoległa do osi optycznej teleskopu. W teleskopach nie posiadających szukacza przy celowaniu na słabe obiekty należy założyć okular o najmniejszym powiększeniu, w tym przypadku pole widzenia jest największe.
szyja. Po wycelowaniu ostrożnie zdejmij okular i zastąp go innym o większym powiększeniu.
Przed skierowaniem teleskopu na słabe obiekty konieczne jest ustawienie ostrości okularu (może to zrobić odległy obiekt naziemny lub jasna gwiazda). Aby nie powtarzać celowania za każdym razem, lepiej zaznaczyć tę pozycję na tubusie okularu widoczną kreską.
Obserwując Księżyc i Słońce należy mieć na uwadze, że ich wymiary kątowe wynoszą około 32", a jeśli użyjemy okularu dającego powiększenie 80x, to pole widzenia wyniesie tylko 30". Do obserwacji planet, gwiazd podwójnych, a także poszczególnych szczegółów powierzchni Księżyca i kształtu plam słonecznych, wskazane jest stosowanie najwyższych powiększenia.
Podczas prowadzenia obserwacji warto znać czas trwania ruchu ciał niebieskich w polu widzenia nieruchomego teleskopu przy różnych powiększeniach. Jeśli oprawa znajduje się w pobliżu równika niebieskiego, to z powodu obrotu Ziemi wokół własnej osi będzie poruszać się w polu widzenia rury z prędkością 15” na 1 min. min. Pole widzenia 1°07" i 30" minie odpowiednio za 4,5 minuty i 2 minuty.
W szkołach, w których nie ma teleskopu, można zrobić domowy refraktor z dużej soczewki z epidiaskopu i okular z mikroskopu szkolnego. Zgodnie ze średnicą soczewki, z blachy dachowej wykonana jest rurka o długości około 53 cm, w jej drugi koniec włożony jest drewniany krążek z otworem na okular.
1 Opis takiego teleskopu znajduje się w artykule B. A. Kolokolova w czasopiśmie Physics at School, 1957, nr 1.
Wykonując teleskop należy zwrócić uwagę na to, aby osie optyczne obiektywu i okularu pokrywały się. Aby poprawić wyrazistość obrazu tak jasnych ciał jak Księżyc i Słońce, obiektyw musi być aperturowany. Powiększenie takiego teleskopu wynosi około 25. Z okularów okularowych nie jest trudno zrobić domowy teleskop1.
Aby ocenić możliwości dowolnego teleskopu, musisz znać o nim takie dane, jak powiększenie, graniczny kąt rozdzielczości, moc penetracji i pole widzenia.
Powiększenie określa stosunek ogniskowej obiektywu F do ogniskowej okularu f (z których każda jest łatwa do ustalenia na podstawie doświadczenia):
To powiększenie można również znaleźć ze stosunku średnicy soczewki D do średnicy tzw. źrenicy wyjściowej d:
Źrenica wyjściowa jest zdefiniowana w następujący sposób. Tuba skupia się „do nieskończoności”, czyli prawie do bardzo odległego obiektu. Następnie kieruje się ją na jasne tło (np. na bezchmurne niebo) i na papierze milimetrowym lub kalce technicznej trzymając ją przy samym okularze uzyskuje się wyraźnie zarysowany okrąg - obraz soczewki nadany przez okular . To będzie źrenica wyjściowa.
1 I. D. Novikov i V. A. Shishakov, Homemade Astronomical Instruments and Observations with Them, Nauka, 1965.
Graniczny kąt rozdzielczości r charakteryzuje minimalną odległość kątową między dwiema gwiazdami lub szczegółami powierzchni planety, przy których są one widoczne osobno. Teoria dyfrakcji światła daje prosty wzór na określenie r w sekundach kątowych:
gdzie D jest średnicą soczewki w milimetrach.
W praktyce wartość r można oszacować z obserwacji bliskich gwiazd podwójnych, korzystając z poniższej tabeli.
Współrzędne gwiazdy Wielkości składników Odległość kątowa między składnikami
Aby znaleźć gwiazdy wymienione w tabeli, wygodny jest atlas gwiazd A. A. Michajłowa1.
Lokalizację niektórych gwiazd podwójnych pokazano na rysunku 1.
1 Można również skorzystać z „Edukacyjnego Atlasu Gwiazd” A. D. Mogilko, w którym położenie gwiazd podane jest na 14 mapach wielkoskalowych.
Teodolity
W przypadku pomiarów kątowych za pomocą teodolitu, dobrze znaną trudnością jest odczytywanie odczytów na kończynach. Dlatego rozważmy bardziej szczegółowo przykład odniesienia za pomocą noniusza na teodolicie TT-50.
Obie kończyny, pionowe i poziome, są podzielone na stopnie, każdy stopień z kolei jest podzielony na 3 kolejne części, po 20 cali w każdej. kończyny, to proporcję podziału kończyny, z którą nie pokrywają się pociągnięcia, określa podziałka noniusza.
Noniusz ma zwykle 40 podziałów, które na swojej długości obejmują 39 podziałów rąbka (ryc. 2)1. Oznacza to, że każdy dział noniusza to 39/4 działu kończyny, czyli U40 mniej. Ponieważ jeden podział kończyny wynosi 20 cali, podział noniusza jest mniejszy niż podział kończyny o 30 cali.
Niech zerowy skok noniusza zajmie pozycję wskazaną przez strzałkę na rysunku 3. Zauważ, że dokładnie
1 Dla wygody podziałki kół są przedstawione jako prostoliniowe.
dziewiąty podział noniusza zbiegł się z udarem rąbka. Ósmy podział nie osiąga odpowiedniego skoku rąbka o 0,5, siódmy - przez G, szósty - o G.5, a skok zerowy nie osiąga odpowiedniego skoku kończyny (po jej prawej stronie) o 0,5- 9 \u003d 4 " , 5. W związku z tym odczyt zostanie napisany w następujący sposób1:
Ryż. 3. Czytanie z noniuszem
Aby uzyskać dokładniejszy odczyt, na każdej z kończyn zainstalowano dwa noniusze, umieszczone pod kątem 180 ° od siebie. Na jednym z nich (uznawanym za główny) liczone są stopnie, a jako średnia arytmetyczna z odczytów obu noniuszów przyjmuje się minuty. Jednak w praktyce szkolnej wystarczy policzyć jeden noniusz.
1 Digitalizacja noniusza odbywa się tak, aby odczyt można było wykonać natychmiast. Rzeczywiście, pasujący skok odpowiada 4,5, dlatego do liczby 6-20 należy dodać 4,5.
Oprócz celowania, do określania odległości stosuje się włókna oczne za pomocą pręta dalmierza (linijki, na której równe podziały są wyraźnie widoczne z daleka). Odległość kątowa między skrajnymi poziomymi nitkami a i b (rys. 4) dobiera się tak, aby 100 cm szyny znajdowało się dokładnie między tymi nitkami, gdy szyna znajduje się dokładnie 100 m od teodolitu. W tym przypadku współczynnik dalmierza wynosi 100.
Gwinty okularowe można również wykorzystać do przybliżonych pomiarów kątowych, biorąc pod uwagę, że odległość kątowa między poziomymi gwintami a i b p. wynosi 35".

GONITOR SZKOLNY
Do takich pomiarów astronomicznych jak wyznaczanie południowej wysokości Słońca, szerokości geograficznej miejsca z obserwacji Gwiazdy Północnej, odległości do odległych obiektów, wykonywanych jako ilustracja metod astronomicznych, można użyć goniometru szkolnego, który jest dostępne w prawie każdej szkole.
Urządzenie można zobaczyć na rysunku 5. Na odwrocie podstawy goniometru, pośrodku zawiasu, zamocowana jest rurka do mocowania goniometru na statywie lub na drążku, który można wbić w ziemię. Dzięki zawiasowemu mocowaniu rurki ramię goniometru może być montowane w płaszczyźnie pionowej i poziomej. Strzałka pionowa 1 służy jako wskaźnik kątów pionowych, alidada 2 z dioptriami służy do pomiaru kątów poziomych, a montaż podstawy urządzenia jest kontrolowany przez dwa poziomy 3. Tuba obserwacyjna 4 jest przymocowana do górnej krawędzi dla ułatwienia przeglądania.
Yoodki na ten temat. Aby określić wysokość słońca, stosuje się składany ekran 5, na którym uzyskuje się jasną plamę, gdy rura jest skierowana na słońce.

NIEKTÓRE INSTRUMENTY STANOWISKA ASTRONOMICZNEGO
Przyrząd do wyznaczania południowej wysokości Słońca
Spośród różnych typów tego urządzenia naszym zdaniem najwygodniejszy jest wysokościomierz kwadrantowy (rys. 6). Składa się z zamocowanego kątownika prostego (dwie deski)
do niego w postaci łuku metalowej linijki i poziomego pręta A, wzmocnionego drucianymi stojakami pośrodku koła (którego linijka jest częścią). Jeśli weźmiesz metalową linijkę o długości 45 cm z podziałkami, nie musisz robić oznaczeń stopni. Każdy centymetr linijki będzie odpowiadał dwóm stopniom. Długość stelaży drucianych w tym przypadku powinna wynosić 28,6 cm Przed pomiarem wysokości Słońca w południe urządzenie należy ustawić na poziomie lub pionie i zorientować dolną podstawą wzdłuż linii południa.
Wskaźnik bieguna świata
Zwykle na geograficznym terenie szkoły wbija się w ziemię pochyły słup lub słup, aby wskazać kierunek osi świata. Ale na lekcjach astronomii to nie wystarczy, tutaj trzeba zadbać o pomiar
kąt utworzony przez oś świata z płaszczyzną horyzontu. Dlatego możemy polecić wskaźnik w postaci pręta o długości około 1 m z dość dużym eklimetrem, wykonany np. z kątomierza szkolnego (ryc. 7). Zapewnia to zarówno większą przejrzystość, jak i wystarczającą dokładność pomiaru wysokości słupa.
Najprostszy instrument przejścia
Aby obserwować przejście opraw przez południk niebieski (co wiąże się z wieloma praktycznymi problemami), możesz użyć najprostszego instrumentu do przechodzenia nici (ryc. 8).
Aby go zamontować, konieczne jest narysowanie na miejscu linii południowej i wykopanie dwóch filarów na jej końcach. Słup południowy musi mieć odpowiednią wysokość (około 5 m), aby obniżona z niego pion zakrywał
większy obszar nieba. Wysokość filaru północnego, z którego schodzi druga pion, wynosi około 2 m. Odległość między filarami wynosi 1,5-2 m. W nocy nitki muszą być oświetlone. Taka instalacja jest wygodna, ponieważ umożliwia obserwację kulminacji opraw jednocześnie przez kilku uczniów.
wskaźnik gwiazdy
Wskaźnik gwiazdy (ryc. 9) składa się z lekkiej ramy z równoległymi prętami na urządzeniu zawiasowym. Kierując jeden z prętów w gwiazdę, orientujemy pozostałe w tym samym kierunku. Podczas wykonywania takiej wskazówki konieczne jest, aby zawiasy nie miały luzów.
Ryż. 9. Wskaźnik gwiazdy
1 Inny model instrumentu pasażowego opisany jest w zbiorze New School Instruments in Physics and Astronomy, wyd. APN RFSRR, 1959.
Zegar słoneczny wskazujący czas lokalny, standardowy i standardowy1
Konwencjonalne zegary słoneczne (równikowe lub poziome), które są opisywane w wielu podręcznikach, mają tę wadę, że pokazują
Ryż. 10. Zegar słoneczny z wykresem równania czasu
Nazywają prawdziwym czasem słonecznym, którego prawie nigdy nie używamy w praktyce. Opisany poniżej zegar słoneczny (rys. 10) jest wolny od tej wady i jest bardzo przydatnym urządzeniem w badaniu zagadnień związanych z pojęciem czasu, a także w pracy praktycznej.
1 Model tego zegara został zaproponowany przez A. D. Mogilko i opisany w zbiorze „New School Instruments in Physics and Astronomy”, wyd. APN RFSRR, 1959,
Koło godzinowe 1 jest zainstalowane na poziomym stojaku w płaszczyźnie równika, tj. pod kątem 90 ° -av, gdzie f jest szerokością geograficzną miejsca. Alidada 2, która obraca się wokół osi, ma na jednym końcu mały okrągły otwór 3, a na drugim na słupku 4 wykres równania czasu w postaci ósemki. Wskaźnik czasu to trzy strzałki nadrukowane na listwie alidowej pod otworem 3. Przy prawidłowym ustawieniu zegara wskazówka M pokazuje czas lokalny, strzałka I - czas standardowy, a strzałka D - czas letni. Ponadto strzałka M jest umieszczona dokładnie pod środkiem otworu 3 prostopadle do tarczy. Aby narysować strzałkę R, musisz znać poprawkę% -n, gdzie X to długość geograficzna miejsca wyrażona w godzinach, n to numer strefy czasowej. Jeśli korekta jest dodatnia, strzałka I jest ustawiona na prawo od strzałki M, jeśli ujemna - na lewo. Strzałka D jest ustawiona od strzałki I w lewo o 1 h. Wysokość otworu 3 od alidady jest określona przez wysokość h linii równika na wykresie równania czasu, wydrukowanym na pasku 4.
Aby określić czas, zegar jest ostrożnie zorientowany wzdłuż południka wzdłuż linii „0-12”, podstawa jest ustawiona poziomo na poziomach, następnie alidada jest obracana, aż promień Słońca, który przeszedł przez otwór 3, pada na gałąź wykresu odpowiadająca dacie obserwacji. Ręce w tym momencie podadzą czas.
Kącik astronomiczny
rozwiązywać problemy na lekcjach astronomii, wykonywać szereg prac praktycznych (określanie szerokości geograficznej miejsca, wyznaczanie czasu od Słońca i gwiazd, obserwacje satelitów Jowisza itp.), a także ilustrować materiał prezentowany na lekcjach, oprócz opublikowanych tabel astronomicznych warto mieć tabele referencyjne w dużej skali, wykresy, rysunki, wyniki obserwacji, próbki prac praktycznych uczniów i inne materiały, które składają się na kącik astronomiczny. W kąciku astronomicznym potrzebne są również Kalendarze Astronomiczne (rocznik wydawany przez VAGO i Szkolny Kalendarz Astronomiczny), które zawierają informacje niezbędne na zajęciach, wskazują najważniejsze wydarzenia astronomiczne oraz dostarczają danych o najnowszych osiągnięciach i odkryciach w astronomii.
W przypadku, gdy nie ma wystarczającej liczby kalendarzy, wskazane jest, aby z tabel referencyjnych i wykresów w narożniku astronomicznym mieć: deklinację Słońca (co 5 dni); równanie czasu (tabela lub wykres), zmiana faz księżyca i jego deklinacji w danym roku; konfiguracje satelitów Jowisza i tablice zaćmień satelitów; widoczność planet w danym roku; informacje o zaćmieniach Słońca i Księżyca; pewne stałe wielkości astronomiczne; współrzędne najjaśniejszych gwiazd itp.
Ponadto potrzebna jest ruchoma mapa gwiazd i atlas studyjny A.D. Mogilko, cicha mapa gwiazd oraz model sfery niebieskiej.
Aby zarejestrować moment prawdziwego południa, wygodnie jest mieć fotoprzekaźnik specjalnie zainstalowany wzdłuż południka (ryc. 11). Pudełko, w którym znajduje się fotoprzekaźnik, posiada dwie wąskie szczeliny zorientowane dokładnie wzdłuż południka. Światło słoneczne przechodzące przez szczelinę zewnętrzną (szerokość szczelin 3-4 mm) dokładnie w południe wpada do drugiej, wewnętrznej szczeliny, pada na fotokomórkę i włącza dzwonek elektryczny. Gdy tylko wiązka z zewnętrznej szczeliny przesunie się i przestanie oświetlać fotokomórkę, dzwonek zostaje wyłączony. Przy odległości między szczelinami 50 cm czas trwania sygnału wynosi około 2 minuty.
Jeśli urządzenie jest zainstalowane poziomo, górną pokrywę komory między szczeliną zewnętrzną i wewnętrzną należy wykonać z nachyleniem, aby światło słoneczne padało na szczelinę wewnętrzną. Kąt nachylenia górnej pokrywy zależy od najwyższej w południe wysokości Słońca w danym miejscu.
Aby wykorzystać podany sygnał do sprawdzenia zegara, konieczne jest posiadanie na skrzynce fotoprzekaźnika tabeli wskazującej momenty prawdziwego południa w odstępie trzech dni1.
Ponieważ zwora przekaźnika elektromagnetycznego jest przyciągana po zaciemnieniu, płytki stykowe I, przez które włączany jest obwód dzwonka, muszą być normalnie zamknięte, tj. Zamknięte, gdy zwora jest wciśnięta.
1 Obliczenie momentu prawdziwego południa podano w pracy nr 3 (patrz str. 33).

Rozdział II.
OBSERWACJE I PRACE PRAKTYCZNE

Ćwiczenia praktyczne można podzielić na trzy grupy: a) obserwacje gołym okiem, b) obserwacje ciał niebieskich za pomocą teleskopu i innych przyrządów optycznych, c) pomiary teodolitem, najprostszymi goniometrami i innym sprzętem.
Prace pierwszej grupy (obserwacja gwiaździstego nieba, obserwacja ruchu planet, obserwacja ruchu księżyca wśród gwiazd) wykonują wszyscy uczniowie klasy pod kierunkiem nauczyciela lub indywidualnie.
Podczas prowadzenia obserwacji za pomocą teleskopu pojawiają się trudności ze względu na to, że z reguły w szkole jest tylko jeden lub dwa teleskopy, a uczniów jest dużo. Jeśli jednak weźmiemy pod uwagę, że czas obserwacji każdego ucznia rzadko przekracza jedną minutę, to oczywista staje się potrzeba poprawy organizacji obserwacji astronomicznych.
Dlatego warto podzielić klasę na 3-5 osobowe ogniwa, a każde ogniwo, w zależności od dostępności przyrządów optycznych w szkole, wyznacza czas obserwacji. Na przykład w miesiącach jesiennych obserwacje można zaplanować od godziny 20:00. Jeśli na każdy link zostanie podany 15 minut, to nawet jeśli jeden instrument jest dostępny, cała klasa będzie mogła obserwować w 1,5-2 godziny.
Biorąc pod uwagę, że pogoda często koliduje z planami obserwacyjnymi, badania należy przeprowadzać w miesiącach, w których pogoda jest najbardziej stabilna. Każdy link w tym przypadku musi wykonać 2-3 prace. Jest to całkiem możliwe, jeśli szkoła dysponuje 2-3 instrumentami, a nauczyciel ma możliwość zaangażowania do pomocy doświadczonego asystenta laboratoryjnego lub astronoma amatora z zasobów klasy.
W niektórych przypadkach przyrządy optyczne można wypożyczyć z sąsiednich szkół do prowadzenia zajęć. Do niektórych prac (na przykład obserwacji satelitów Jowisza, określania wielkości Słońca i Księżyca i innych) odpowiednie są różne lunety, teodolity, lornetki pryzmatyczne, teleskopy domowej roboty.
Praca trzeciej grupy może być wykonywana zarówno przez linki, jak i przez całą klasę. Do wykonywania większości tego typu prac można wykorzystać dostępne w szkole uproszczone przyrządy (goniometry, eklimetry, gnomon itp.). (...)

Praca 1.
OBSERWACJA WIDOCZNEGO OBROTU DZIENNEGO GWIAZDKIEGO NIEBA
I. Zgodnie z położeniem konstelacji okołobiegunowych Ursa Minor i Ursa Major
1. Wieczorem obserwuj (po 2 godzinach) jak zmienia się pozycja konstelacji Ursa Minor i Ursa Major. "
2. Wprowadź wyniki obserwacji do tabeli, orientując konstelacje względem pionu.
3. Wyciągnij wniosek z obserwacji:
a) gdzie jest środek obrotu gwiaździstego nieba;
b) w jakim kierunku się obraca;
c) o ile stopni konstelacja obraca się w przybliżeniu w ciągu 2 godzin.
II. Poprzez przejście opraw przez pole widzenia
nieruchoma tuba optyczna
Wyposażenie: teleskop lub teodolit, stoper.
1. Skieruj teleskop lub tubus teodolitowy na gwiazdę znajdującą się w pobliżu równika niebieskiego (w miesiącach jesiennych, na przykład na orła). Ustaw wysokość rury tak, aby gwiazda przechodziła przez pole widzenia o średnicy.
2. Obserwując pozorny ruch gwiazdy, użyj stopera, aby określić czas przejścia przez pole widzenia tuby1.
3. Znając wielkość pola widzenia (z paszportu lub z podręczników) oraz czas, oblicz, z jaką prędkością kątową obraca się gwiaździste niebo (o ile stopni w ciągu godziny).
4. Określ, w jakim kierunku obraca się gwiaździste niebo, biorąc pod uwagę, że tubusy z okularem astronomicznym dają obraz odwrotny.

Praca 2.
OBSERWACJA COROCZNEJ ZMIANY WYGLĄDU GWIAZDKOWEGO NIEBA
1. O tej samej godzinie, raz w miesiącu, obserwuj położenie gwiazdozbiorów okołobiegunowych Wielkiej Niedźwiedzicy i Niedźwiedzicy Mniejszej, a także położenie gwiazdozbiorów po południowej stronie nieba (wykonaj 2 obserwacje).
2. Wprowadź do tabeli wyniki obserwacji konstelacji okołobiegunowych.
1 Jeśli gwiazda ma deklinację b, to znaleziony czas należy pomnożyć przez cos b.
3. Wyciągnij wniosek z obserwacji:
a) czy pozycja gwiazdozbiorów pozostaje niezmienna o tej samej godzinie w miesiącu;
b) w jakim kierunku poruszają się konstelacje okołobiegunowe io ile stopni miesięcznie;
c) jak zmienia się pozycja gwiazdozbiorów po południowej stronie nieba: w jakim kierunku się poruszają io ile stopni.
Uwagi metodyczne do pracy nr 1 i 2
1. Dla szybkości rysowania konstelacji w pracach nr 1 i 2 uczniowie powinni mieć gotowy szablon tych konstelacji, wycięty z mapy lub z ryciny 5 szkolnego podręcznika astronomii. Przypinając szablon tak, aby wskazywał a (Polar) na linii pionowej, obracaj go, aż linia „a-r” Ursa Minor przyjmie odpowiednią pozycję względem pionu i przenieś konstelacje z szablonu na rysunek.
2. Drugi sposób obserwacji dziennej rotacji nieba jest szybszy. Jednak w tym przypadku uczniowie dostrzegają ruch gwiaździstego nieba z zachodu na wschód, co wymaga dodatkowego wyjaśnienia.
Do jakościowej oceny rotacji południowej strony gwiaździstego nieba bez teleskopu można polecić tę metodę. Konieczne jest stanie w pewnej odległości od pionowo ustawionego słupa lub dobrze widocznej linii pionu, wystającej słup lub nić w pobliżu gwiazdy. Po 3-4 minutach ruch gwiazdy na zachód będzie wyraźnie widoczny.
3. Zmianę położenia gwiazdozbiorów po południowej stronie nieba (praca nr 2) można ustalić na podstawie przesunięcia gwiazd z południka w ciągu około miesiąca. Jako obiekt obserwacji możesz wziąć konstelację Aquila. Mając kierunek południka (np. 2 piony), odnotowują na początku września (około godziny 20) moment kulminacji gwiazdy Altair (Orła). Miesiąc później, o tej samej godzinie, dokonywana jest druga obserwacja i za pomocą goniometrów szacuje się, o ile stopni gwiazda przesunęła się na zachód od południka (przesunięcie powinno wynosić około 30°).
Za pomocą teodolitu przemieszczenie gwiazdy na zachód można zauważyć znacznie wcześniej, ponieważ wynosi około 1 ° dziennie.
4. Pierwsza lekcja zapoznawania z gwiaździstym niebem odbywa się na stanowisku astronomicznym po pierwszej lekcji wprowadzającej. Po zapoznaniu się z konstelacjami Wielkiej Niedźwiedzicy i Niedźwiedzicy Mniejszej nauczyciel wprowadza uczniów w najbardziej charakterystyczne konstelacje jesiennego nieba, które muszą być dobrze znane i możliwe do odnalezienia. Od Wielkiej Niedźwiedzicy uczniowie odbywają „podróż” przez Gwiazdę Północną do konstelacji Kasjopei, Pegaza i Andromedy. Zwróć uwagę na dużą mgławicę w konstelacji Andromedy, która jest widoczna gołym okiem w bezksiężycową noc jako słaba plama. Tutaj, w północno-wschodniej części nieba, zauważono konstelacje Auriga z jasną gwiazdą Capella i Perseus z gwiazdą zmienną Algol.
Ponownie wracamy do Wielkiego Wozu i patrzymy, gdzie wskazuje przerwa w uchwycie „wiadra”. Nie wysoko nad horyzontem po zachodniej stronie nieba znajdujemy jasną pomarańczową gwiazdę Arcturus (i Wolarza), a następnie nad nią w formie klina i całą konstelację. Na lewo od Volopa-
wyróżnia się półkole niewyraźnych gwiazd - Korona Północna. Niemal w zenicie jasno świeci Lyra (Vega), na wschodzie wzdłuż Drogi Mlecznej leży konstelacja Łabędzia, a od niego bezpośrednio na południe - Orzeł z jasną gwiazdą Altair. Zwracając się na wschód, ponownie znajdujemy konstelację Pegaza.
Pod koniec lekcji możesz pokazać, gdzie przebiega równik niebieski i początkowy krąg deklinacji. Uczniowie będą tego potrzebować, gdy zapoznają się z głównymi liniami i punktami sfery niebieskiej oraz współrzędnymi równikowymi.
Na kolejnych zajęciach zimą i wiosną uczniowie zapoznają się z innymi konstelacjami, przeprowadzają szereg obserwacji astrofizycznych (kolory gwiazd, zmiany jasności gwiazd zmiennych itp.).

Praca 3.
OBSERWACJA ZMIAN W POŁUDNIOWEJ WYSOKOŚCI SŁOŃCA
Wyposażenie: wysokościomierz kwadrantowy, goniometr szkolny lub gnomon.
1. W ciągu miesiąca, raz w tygodniu w południe, zmierz wysokość Słońca. Do tabeli wpisywane są wyniki pomiarów oraz dane dotyczące deklinacji Słońca w pozostałych miesiącach roku (wykonane tydzień później).
2. Skonstruuj wykres zmiany południowej wysokości Słońca, wykreślając daty wzdłuż osi X i wysokość południową wzdłuż osi Y. Na wykresie narysuj linię prostą odpowiadającą wysokości punktu równikowego w płaszczyźnie południka na danej szerokości geograficznej, zaznacz punkty równonocy i przesileń oraz wyciągnij wniosek o charakterze zmiany wysokości Słońca w czasie rok.
Notatka. Możesz obliczyć południową wysokość Słońca na podstawie deklinacji w pozostałych miesiącach roku za pomocą równania
Uwagi metodyczne
1. Aby zmierzyć wysokość Słońca w południe, musisz albo wcześniej narysować kierunek linii południa, albo znać moment prawdziwego południa według czasu standardowego. Możesz obliczyć ten moment, jeśli znasz równanie czasu na dzień obserwacji, długość geograficzną miejsca i numer strefy czasowej (...)
2. Jeśli okna klasy wychodzą na południe, to kwadrant-wysokościomierz zainstalowany na przykład na parapecie wzdłuż południka umożliwia natychmiastowe otrzymanie wysokości Słońca w południe.
Przy pomiarze gnomonem można również wcześniej przygotować skalę na poziomym podłożu i od razu uzyskać wartość kąta Iiq z długości cienia. Stosunek służy do oznaczenia skali
gdzie ja jest wysokością gnomonu, r jest długością jego cienia.
Można również zastosować metodę pływającego lustra umieszczonego między ramami okiennymi. Królik, rzucony na przeciwległą ścianę, w samo południe przekroczy zaznaczony na nim południk ze skalą wysokości Słońca. W tym przypadku cała klasa, obserwując królika, może oznaczyć południową wysokość Słońca.
3. Biorąc pod uwagę, że praca ta nie wymaga dużej dokładności pomiaru oraz, że w pobliżu kulminacji wysokość Słońca zmienia się nieznacznie względem momentu kulminacji (około 5” w przedziale ± 10 min), czas pomiaru może się różnić od prawdziwego południa o 10-15 min.
4. Przydatne w tej pracy jest wykonanie przynajmniej jednego pomiaru za pomocą teodolitu. Należy zauważyć, że wskazując środkową poziomą nić celownika pod dolną krawędzią tarczy słonecznej (w rzeczywistości pod górną, ponieważ rurka teodolitowa daje obraz odwrotny), należy odjąć promień kątowy Słońce z otrzymanego wyniku (około 16"), aby uzyskać wysokość środka tarczy słonecznej.
Wynik uzyskany za pomocą teodolitu można później wykorzystać do określenia szerokości geograficznej miejsca, jeśli z jakiegoś powodu praca ta nie może zostać dostarczona.

Praca 4.
WYZNACZENIE KIERUNKU południka NIEBA
1. Wybierz punkt dogodny do obserwacji południowej strony nieba (możesz w klasie, jeśli okna wychodzą na południe).
2. Zainstalować teodolit i pod jego pionem opuszczonym od górnej podstawy statywu nanieść trwały i dobrze widoczny znak wybranego punktu. Podczas obserwacji w nocy konieczne jest lekkie oświetlenie pola widzenia tuby teodolitowej światłem rozproszonym, aby włókna oka były wyraźnie widoczne.
3. Mając w przybliżeniu oszacowany kierunek punktu południowego (na przykład za pomocą kompasu teodolitowego lub kierując rurę na gwiazdę północną i obracając ją o 180 °), skieruj rurę na dość jasną gwiazdę, nieco na wschód od południka, napraw alidada pionowego koła i rury. Wykonaj trzy odczyty z kończyny poziomej.
4. Nie zmieniając wysokości rury, podążaj za ruchem gwiazdy, aż znajdzie się na tej samej wysokości po minięciu południka. Dokonaj drugiego odczytu kończyny poziomej i weź średnią arytmetyczną tych odczytów. To będzie odniesienie do punktu południowego.
5. Skieruj rurę w kierunku punktu południowego, tj. ustaw zerowy skok noniusza na liczbę odpowiadającą znalezionemu odczytowi. Jeśli żadne obiekty naziemne, które służyłyby jako punkt odniesienia dla punktu południowego, nie wpadają w pole widzenia rury, konieczne jest „związanie” znalezionego kierunku z wyraźnie widocznym obiektem (na wschód lub zachód od południka).
Uwagi metodyczne
1. Opisana metoda wyznaczania kierunku południka przy równych wysokościach dowolnej gwiazdy jest dokładniejsza. Jeśli południk wyznacza Słońce, należy pamiętać, że deklinacja Słońca stale się zmienia. Prowadzi to do tego, że krzywa, po której porusza się Słońce w ciągu dnia, nie jest symetryczna względem południka (ryc. 12). Oznacza to, że znaleziony kierunek, jako pół sumy raportów na równych wysokościach Słońca, będzie się nieco różnić od południka. Błąd w tym przypadku może sięgać nawet 10".
2. Dla dokładniejszego określenia kierunku mery-
Diana dokonuje trzech odczytów, korzystając z trzech poziomych linii znajdujących się w okularze tubusu (ryc. 13). Kierując rurę na gwiazdę i działając za pomocą śrub mikrometrycznych, gwiazda jest umieszczona nieco powyżej górnej poziomej linii. Działając tylko ze śrubą mikrometryczną alidady koła poziomego i utrzymując wysokość teodolitu, gwiazda jest cały czas utrzymywana na pionowym gwincie.
Gdy tylko dotknie górnej poziomej nici a, liczona jest pierwsza. Następnie gwiazdę przepuszcza się przez środkowe i dolne nitki poziome b i c i wykonuje się drugi i trzeci odczyt.
Po przejściu gwiazdy przez południk złap ją na tej samej wysokości i ponownie dokonaj odczytów na ramieniu poziomym, tylko w odwrotnej kolejności: najpierw trzeci, potem drugi i pierwszy, gdyż po przejściu południka gwiazda opadnie, a w rurze dającej odwrotny obraz, ona się podniesie. Obserwując Słońce postępują podobnie, przepuszczając dolną krawędź dysku słonecznego przez poziome nitki.
3. Aby powiązać znaleziony kierunek z zauważalnym obiektem, musisz skierować rurę na ten obiekt (świat) i zapisać odczytanie okręgu poziomego. Odejmując od niego odczyt punktu południowego, otrzymujemy azymut obiektu ziemskiego. Przy ponownym instalowaniu teodolitu w tym samym miejscu konieczne jest skierowanie rury na obiekt ziemski i znając kąt między tym kierunkiem a kierunkiem południka, zainstalować rurę teodolitową w płaszczyźnie południka.
PODRĘCZNIK KOHETS FRAGMEHTA

LITERATURA
Kalendarz astronomiczny VAGO (rocznik), wyd. Akademia Nauk ZSRR (od 1964 „Nauka”).
Barabaszow N.P., Instrukcje obserwacji Marsa, wyd. Akademia Nauk ZSRR, 1957.
BronshtenV. A., Planety i ich obserwacje, Gostechizdat, 1957.
Dagaev M. M., Warsztaty laboratoryjne z astronomii ogólnej, Szkoła Wyższa, 1963.
Kulikovsky P. G., Informator dla astronomii amatorskiej, Fizmatgiz, 1961.
Martynov D. Ya., Kurs praktycznej astrofizyki, Fizmatgiz, 1960.
Mogilko A.D., Edukacyjny Atlas Gwiazd, Uchpedgiz, 1958.
Nabokov M.E., Obserwacje astronomiczne przez lornetkę, wyd. 3, Uchpedgiz, 1948.
Navashin MS, Teleskop astronoma amatora, Fizmatgiz, 1962.
Novikov I.D., Shishakov V.A., Własne przyrządy i instrumenty astronomiczne, Uchpedgiz, 1956.
„Nowe instrumenty szkolne w fizyce i astronomii”. Zbiór artykułów, wyd. A. A. Pokrowski, wyd. APN RFSRR, 1959.
Popov P. I., Publiczna astronomia praktyczna, wyd. 4, Fizmatgiz, 1958.
Popov P. I., Baev K. L., Vorontsov-Velyaminov B. A., Kunitsky R. V., Astronomia. Podręcznik dla uczelni pedagogicznych, wyd. 4, Uchpedgiz, 1958.
„Nauczanie astronomii w szkole”. Zbiór artykułów, wyd. B. A. Vorontsova-Velyaminova, wyd. APN RFSRR, 1959.
Sytinskaya NN, Księżyc i jego obserwacja, Gostechizdat, 1956.
Tsesevich V.P., Co i jak obserwować na niebie, wyd. 2, Gostechizdat, 1955.
Sharonov VV, Słońce i jego obserwacja, wyd. 2, Gostechizdat, 1953.
Szkolny kalendarz astronomiczny (rocznik), „Oświecenie”.

Zadania do samodzielnej pracy w astronomii.

Temat 1. Badanie gwiaździstego nieba za pomocą ruchomej mapy:

1. Ustaw mobilną mapę na dzień i godzinę obserwacji.

data obserwacji __________________

czas obserwacji ___________________

2. Wymień konstelacje znajdujące się w północnej części nieba od horyzontu do bieguna niebieskiego.

_______________________________________________________________

5) Ustal, czy konstelacje Ursa Minor, Bootes, Orion zostaną ustawione.

Mała Niedźwiedzica___

Buty___

______________________________________________

7) Znajdź współrzędne równikowe gwiazdy Vega.

Vega (α Lyrae)

Rektascencja a = _________

Deklinacja δ = _________

8) Określ konstelację, w której znajduje się obiekt, za pomocą współrzędnych:

a=0 godzin 41 minut, δ = +410

9. Znajdź dzisiejszą pozycję Słońca na ekliptyce, określ długość dnia. Czasy wschodu i zachodu słońca

Wschód słońca____________

Zachód słońca _____________

10. Czas przebywania Słońca w momencie kulminacji górnej.

________________

11. W jakiej konstelacji zodiaku znajduje się Słońce w górnym punkcie kulminacyjnym?

12. Określ swój znak zodiaku

Data urodzenia___________________________

Konstelacja __________________

Temat 2. Struktura Układu Słonecznego.

Jakie są podobieństwa i różnice między planetami ziemskimi a planetami olbrzymami. Wypełnij formularz tabeli:

2. Wybierz planetę według opcji z listy:

Zrób raport o planecie Układu Słonecznego zgodnie z opcją, skupiając się na pytaniach:

Czym różni się planeta od innych?

Jaka jest masa tej planety?

Jaka jest pozycja planety w Układzie Słonecznym?

Jak długo trwa rok planetarny i jak długo trwa dzień gwiezdny?

Ile dni gwiezdnych mieści się w jednym roku planetarnym?

Średnia długość życia człowieka na Ziemi wynosi 70 lat ziemskich, ile lat planetarnych może żyć człowiek na tej planecie?

Jakie szczegóły można zobaczyć na powierzchni planety?

Jakie są warunki na planecie, czy można ją odwiedzić?

Ile satelitów ma planeta i jakie?

3. Wybierz odpowiednią planetę dla odpowiedniego opisu:

Temat 3. Charakterystyka gwiazd.

Wybierz gwiazdkę zgodnie z opcją.

Wskaż pozycję gwiazdy na wykresie widmo-jasność.

Wymagane formuły:

Średnia gęstość:

Jasność:

Dożywotni:

Odległość gwiazdy:

Temat 4. Teorie powstania i ewolucji Wszechświata.

Nazwij galaktykę, w której żyjemy:

Klasyfikuj naszą galaktykę zgodnie z systemem Hubble'a:

Narysuj schematycznie strukturę naszej galaktyki, podpisz główne elementy. Określ pozycję Słońca.

Jakie są nazwy satelitów naszej galaktyki?

Jak długo trwa przejście światła przez naszą galaktykę wzdłuż jej średnicy?

Jakie obiekty są częściami składowymi galaktyk?

Klasyfikuj obiekty naszej galaktyki według zdjęć:

Jakie obiekty są częściami składowymi wszechświata?

Wszechświat

Jakie galaktyki tworzą populację Grupy Lokalnej?

Jaka jest aktywność galaktyk?

Czym są kwazary i jak daleko są od Ziemi?

Opisz, co widać na zdjęciach:

Czy kosmologiczna ekspansja metagalaktyki wpływa na odległość od Ziemi...

na Księżyc;

Do centrum Galaktyki;

Do galaktyki M31 w konstelacji Andromedy;

Do centrum lokalnej gromady galaktyk □

Wymień trzy możliwe warianty rozwoju Wszechświata według teorii Friedmana.

Bibliografia

Główny:

Klimishin IA, „Astronomia-11”. - Kijów, 2003 r.

Gomulina N. Płyta CD "Open Astronomy 2.6" - Physicon 2005

Zeszyt ćwiczeń z astronomii / N.O. Gladuszina, W.W. Kosenko. - Ługańsk: Książka edukacyjna, 2004. - 82 s.

Dodatkowy:

Vorontsov-Velyaminov B. A.
Podręcznik "Astronomia" dla X klasy liceum. (Wyd. 15.). - Moskwa „Oświecenie”, 1983.

Perelman Ya I. „Astronomia rozrywkowa” 7. wyd. - M, 1954.

Dagaev M. M. „Zbiór problemów w astronomii”. - Moskwa, 1980.

Kompleks prac praktycznych

w dyscyplinie Astronomia

LISTA PRAKTYCZNYCH PRAC

Praca praktyczna nr 1

Temat:Gwiaździste niebo. Współrzędne niebieskie.

Cel:Znajomość gwiaździstego nieba, rozwiązywanie problemów w warunkach widoczności gwiazdozbiorów i wyznaczanie ich współrzędnych.

Ekwipunek: mobilna mapa gwiaździstego nieba.

Uzasadnienie teoretyczne

sfera niebieska nazywana jest wyimaginowana sfera pomocnicza o dowolnym promieniu, na którą rzutowane są wszystkie oprawy, tak jak są postrzegane przez obserwatora w określonym momencie czasu z określonego punktu w przestrzeni.

Punkty przecięcia sfery niebieskiej z pion przechodzące przez jego środek nazywane są: górnym punktem - zenit (z), dolny punkt - nadir (z). Wielki okrąg sfery niebieskiej, którego płaszczyzna jest prostopadła do pionu, nazywa się matematyczny, lub prawdziwy horyzont(rys. 1).

Dziesiątki tysięcy lat temu zauważono, że pozorny obrót kuli zachodzi wokół jakiejś niewidzialnej osi. W rzeczywistości pozorny obrót nieba ze wschodu na zachód jest konsekwencją obrotu Ziemi z zachodu na wschód.

Nazywa się średnicę sfery niebieskiej, wokół której się obraca oś świata. Oś świata pokrywa się z osią obrotu Ziemi. Nazywa się punkty przecięcia osi świata ze sferą niebieską Polacy świata(rys. 2).

Ryż. 2 . Sfera niebieska: geometrycznie poprawny obraz w rzucie ortogonalnym

Kąt nachylenia osi świata do płaszczyzny horyzontu matematycznego (wysokość bieguna świata) jest równy kątowi szerokości geograficznej obszaru.

Wielki krąg sfery niebieskiej, którego płaszczyzna jest prostopadła do osi świata, nazywa się równik niebieski (QQ¢).

Wielki krąg przechodzący przez bieguny niebieskie i zenit nazywa się południk niebieski (PNQ¢ Z¢ P¢ SQZ).

Płaszczyzna południka niebieskiego przecina się z płaszczyzną horyzontu matematycznego wzdłuż prostej linii południa, która przecina się ze sferą niebieską w dwóch punktach: północ (N) oraz południe (S).

Sfera niebieska podzielona jest na 88 konstelacji różniących się obszarem, składem, strukturą (konfiguracją jasnych gwiazd tworzących główny wzór konstelacji) i innymi cechami.

Konstelacja- główna jednostka strukturalna podziału gwiaździstego nieba - odcinek sfery niebieskiej w ściśle określonych granicach. W skład konstelacji wchodzą wszystkie oprawy - rzuty dowolnych obiektów kosmicznych (Słońca, Księżyca, planet, gwiazd, galaktyk itp.) obserwowanych w danym czasie w danym odcinku sfery niebieskiej. Chociaż położenie poszczególnych ciał na sferze niebieskiej (Słońca, Księżyca, planet, a nawet gwiazd) zmienia się w czasie, wzajemne położenie konstelacji na sferze niebieskiej pozostaje stałe.

ekliptyka ( Ryż. 3). Kierunek tego powolnego ruchu (około 1 dziennie) jest przeciwny do kierunku dziennego obrotu Ziemi.

Rys.3 . Pozycja ekliptyki na sferze niebieskiej

mi punkty wiosny(^) i jesień(d) równonocy

punkty przesilenia

Na mapie gwiazdy pokazane są jako czarne kropki, których rozmiary charakteryzują jasność gwiazd, mgławice zaznaczono liniami przerywanymi. Biegun północny jest pokazany na środku mapy. Linie wychodzące z północnego bieguna niebieskiego pokazują położenie kręgów deklinacji. Na mapie dla dwóch najbliższych kręgów deklinacyjnych odległość kątowa wynosi 2 h. Równolegle niebieskie są wykreślone przez 30. Za ich pomocą liczona jest deklinacja opraw. Punkty przecięcia ekliptyki z równikiem, dla których rektascensja wynosi 0 i 12 godzin, nazywane są odpowiednio punktami równonocy wiosennej i jesiennej. Miesiące i daty są zaznaczone na krawędzi mapy gwiazd, a godziny na nałożonym okręgu.

Aby określić położenie ciała niebieskiego, konieczne jest połączenie miesiąca i daty wskazanej na mapie gwiazd z godziną obserwacji na nałożonym kole.

Na mapie zenit znajduje się w pobliżu środka wycięcia, w miejscu przecięcia nici z niebiańskim równoleżnikiem, którego deklinacja jest równa szerokości geograficznej miejsca obserwacji.

Postęp

1. Zainstaluj mobilną mapę gwiaździstego nieba na dzień i godzinę obserwacji i nazwij konstelacje znajdujące się w południowej części nieba od horyzontu do bieguna świata, na wschodzie - od horyzontu do bieguna świat.

2. Znajdź konstelacje znajdujące się między punktami na zachodzie i północy 10 października o godzinie 21.

3. Znajdź na mapie gwiazdozbiory ze wskazanymi na nich mgławicami i sprawdź, czy można je obserwować gołym okiem.

4. Ustal, czy konstelacje Panny, Raka, Wagi będą widoczne o północy 15 września. Która konstelacja w tym samym czasie znajdzie się na horyzoncie na północy.

5. Ustal, która z wymienionych konstelacji: Ursa Minor, Bootes, Charioteer, Orion - dla danej szerokości geograficznej miejsca nie zostaną ustawione.

6. Odpowiedz na pytanie: czy Andromeda może być u szczytu swojej szerokości geograficznej 20 września?

7. Na mapie gwiaździstego nieba znajdź pięć z wymienionych konstelacji: Wielka Niedźwiedzica, Niedźwiedzica Mniejsza, Kasjopeja, Andromeda, Pegaz, Łabędź, Lira, Herkules, Korona Północna - określ w przybliżeniu współrzędne (niebiańskie) - deklinacja i rektascensji gwiazd tych konstelacji.

8. Określ, która konstelacja będzie blisko horyzontu 5 maja o północy.

pytania testowe

1. Co nazywa się konstelacją, jak są przedstawiane na mapie gwiaździstego nieba?

2. Jak znaleźć Gwiazdę Polarną na mapie?

3. Wymień główne elementy sfery niebieskiej: horyzont, równik niebieski, oś świata, zenit, południe, zachód, północ, wschód.

4. Określ współrzędne gwiazdy: deklinację, rektascensję.

Źródła podstawowe (MI)

Praca praktyczna nr 2

Temat: Pomiar czasu. Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej

Cel: Wyznaczenie szerokości geograficznej miejsca obserwacji i wysokości gwiazdy nad horyzontem.

Ekwipunek: Model

Uzasadnienie teoretyczne

Pozorny roczny ruch Słońca na tle gwiazd występuje wzdłuż dużego kręgu sfery niebieskiej - ekliptyka ( Ryż. jeden). Kierunek tego powolnego ruchu (około 1 dziennie) jest przeciwny do kierunku dziennego obrotu Ziemi.

Ryż. 1. Pozycja ekliptyki na sferach niebieskich

Oś obrotu Ziemi ma stały kąt nachylenia do płaszczyzny obrotu Ziemi wokół Słońca, równy 66 33. W rezultacie kąt e pomiędzy płaszczyzną ekliptyki a płaszczyzną równika niebieskiego dla ziemskiego obserwatora wynosi: mi\u003d 23 26 25,5 Nazywa się punkty przecięcia ekliptyki z równikiem niebieskim punkty wiosny(γ) i jesień(d) równonocy. Punkt równonocy wiosennej znajduje się w konstelacji Ryb (do niedawna - w konstelacji Barana), data równonocy wiosennej to 20 marca (21). Jesienna równonoc jest w gwiazdozbiorze Panny (do niedawna w gwiazdozbiorze Wagi); data równonocy jesiennej to 22 września (23).

Punkty, które są 90 ° od równonocy wiosennej są nazywane punkty przesilenia. Przesilenie letnie przypada 22 czerwca, przesilenie zimowe 22 grudnia.

jeden. " gwiezdny» czas związany z ruchem gwiazd na sferze niebieskiej mierzony jest kątem godzinnym punktu równonocy wiosennej: S = t γ ; t = S - a

2. " słoneczny„Czas związany: z pozornym ruchem środka tarczy Słońca wzdłuż ekliptyki (rzeczywisty czas słoneczny) lub ruchem „przeciętnego Słońca” - wyimaginowanego punktu poruszającego się jednostajnie wzdłuż równika niebieskiego w tym samym przedziale czasowym, co rzeczywisty Słońce (średni czas słoneczny).

Wraz z wprowadzeniem w 1967 r. atomowego wzorca czasu i międzynarodowego układu SI, sekunda atomowa jest używana w fizyce.

Drugi- wielkość fizyczna liczbowo równa 9192631770 okresom promieniowania odpowiadającym przejściu między nadsubtelnymi poziomami stanu podstawowego atomu cezu-133.

Dzień- okres czasu, w którym Ziemia wykonuje jeden pełny obrót wokół własnej osi względem dowolnego punktu orientacyjnego.

gwiezdny dzień- okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem gwiazd stałych, definiowany jest jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi górnymi punktami kulminacyjnymi równonocy wiosennej.

prawdziwy słoneczny dzień- okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem środka dysku słonecznego, definiowany jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie środka dysku słonecznego.

Średni słoneczny dzień - odstęp czasu między dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie średniego Słońca.

Podczas codziennego ruchu oprawy dwukrotnie przekraczają południk niebieski. Nazywa się moment przekroczenia południka niebieskiego kulminacja oprawy. W momencie szczytowej kulminacji oprawa osiąga największą wysokość nad horyzontem.Jeśli jesteśmy na północnych szerokościach geograficznych, to wysokość bieguna świata nad horyzontem (kąt pon): hp = . Następnie kąt między horyzontem ( NS ) i równika niebieskiego ( QQ 1 ) będzie równa 180°- φ - 90°= 90° - φ . jeśli oprawa kończy się na południe od horyzontu, to kąt MOS, który wyraża wysokość oprawy M w punkcie kulminacyjnym jest sumą dwóch kątów: Q 1 OS oraz MOQ 1 .wartość pierwszego z nich właśnie ustaliliśmy, a drugi to nic innego jak deklinacja oprawy M równy δ.

Zatem wysokość oprawy w kulminacji:

h \u003d 90 ° - φ + δ.

Jeśli δ, to górny punkt kulminacyjny wystąpi nad północnym horyzontem na wysokości

h = 90°+ φ - δ.

Te formuły obowiązują również na półkuli południowej Ziemi.

Znając deklinację oprawy i określając z obserwacji jej wysokość w kulminacji, można poznać szerokość geograficzną miejsca obserwacji.

Postęp

1. Poznaj podstawowe elementy sfery niebieskiej.

2. Wykonuj zadania

Ćwiczenie 1. Określ deklinację gwiazdy, której górną kulminację zaobserwowano w Moskwie (szerokość geograficzna 56°) na wysokości 47° nad punktem południowym.

Zadanie 2. Jaka jest deklinacja gwiazd, których kulminacja znajduje się w zenicie; w punkcie na południe?

Zadanie 3. Szerokość geograficzna Kijowa wynosi 50°. Na jakiej wysokości w tym mieście występuje górny punkt kulminacyjny gwiazdy Antares, której deklinacja wynosi - 26°?

Zadanie 5. Na jakiej szerokości geograficznej Słońce w południe znajduje się w zenicie 21 marca, 22 czerwca?

Zadanie 6. Słońce w południe znajduje się na wysokości 30°, a jego deklinacja 19°. Określ szerokość geograficzną miejsca obserwacji.

Zadanie 7. Określ położenie Słońca na ekliptyce i jego współrzędne równikowe. Aby to zrobić, wystarczy w myślach narysować linię prostą od bieguna świata do odpowiedniej daty na krawędzi mapy. (dołącz linijkę). Słońce powinno znajdować się na ekliptyce w punkcie jej przecięcia z tą linią.

1. Napisz numer, temat i cel pracy.

2. Wykonaj zadania zgodnie z instrukcjami, opisz wyniki uzyskane dla każdego zadania.

3. Odpowiedz na pytania bezpieczeństwa.

pytania testowe

1. W jakich punktach równik niebieski przecina się z linią horyzontu?

2. przez jaki krąg sfery niebieskiej wszystkie oprawy przechodzą dwa razy dziennie?

3. W którym miejscu na kuli ziemskiej nie widać ani jednej gwiazdy północnej półkuli niebieskiej?

4. Dlaczego południowa wysokość Słońca zmienia się w ciągu roku?

Źródła podstawowe (MI)

OI1 Vorontsov-Velyaminov, B. A. Strout E. K. Podręcznik „Astronomia. Podstawowy poziom. Klasa 11". M.: Drop, 2018

Praca praktyczna nr 3

Temat:Określanie średniego czasu słonecznego i wysokość Słońca w kulminacjach

Cel: Zbadanie rocznego ruchu Słońca po niebie. Określ wysokość słońca w punkcie kulminacyjnym.

Ekwipunek: model sfery niebieskiej, ruchomą mapę rozgwieżdżonego nieba.

Uzasadnienie teoretyczne

Słońce, podobnie jak inne gwiazdy, opisuje swoją drogę przez sferę niebieską. Będąc na średnich szerokościach geograficznych, każdego ranka możemy obserwować, jak pojawia się zza horyzontu we wschodniej części nieba. Następnie stopniowo wznosi się ponad horyzont i wreszcie w południe osiąga najwyższą pozycję na niebie. Następnie Słońce stopniowo schodzi w dół, zbliżając się do horyzontu i zachodzi w zachodniej części nieba.

Nawet w starożytności ludzie, którzy obserwowali ruch Słońca po niebie, odkryli, że jego wysokość w południe zmienia się w ciągu roku, podobnie jak wygląd gwiaździstego nieba.

Jeśli w ciągu roku będziemy codziennie zaznaczać położenie Słońca na sferze niebieskiej w momencie jego kulminacji (czyli wskazywać jego deklinację i rektascencję), to otrzymamy duży okrąg reprezentujący rzut pozornej drogi centrum tarczy słonecznej w ciągu roku. Krąg ten został nazwany przez starożytnych Grekówekliptyka , co tłumaczy się jako „zaćmienie ’.

Oczywiście ruch Słońca na tle gwiazd jest zjawiskiem pozornym. A jest to spowodowane obrotem Ziemi wokół Słońca. Oznacza to, że w płaszczyźnie ekliptyki leży ścieżka Ziemi wokół Słońca - jej orbita.

Mówiliśmy już o tym, że ekliptyka przecina równik niebieski w dwóch punktach: podczas równonocy wiosennej (punkt barana) i równonocy jesiennej (punkt równowagi) (ryc. 1)

Rysunek 1. Sfera niebieska

Oprócz równonocy na ekliptyce wyróżnia się jeszcze dwa punkty pośrednie, w których deklinacja Słońca jest największa i najmniejsza. Te punkty nazywane są punktamiprzesilenie dnia z nocą. W punkt przesilenia letniego (nazywany jest również punktem raka) Słońce ma maksymalną deklinację - +23 około 26 minut. W punkt przesilenia zimowego (punkt Koziorożca) deklinacja Słońca jest minimalna i wynosi -23 około 26 minut.

Nazwano konstelacje, przez które przechodzi ekliptykaekliptyka.

Już w starożytnej Mezopotamii zauważono, że Słońce podczas swojego pozornego rocznego ruchu przechodzi przez 12 konstelacji: Barana, Byka, Bliźniąt, Raka, Lwa, Panny, Wagi, Skorpiona, Strzelca, Koziorożca, Wodnika i Ryb. Później starożytni Grecy nazwali ten pasPas Zodiaku. Dosłownie tłumaczy się to jako „krąg zwierząt”. Rzeczywiście, jeśli spojrzysz na nazwy konstelacji zodiaku, łatwo zauważyć, że połowa z nich w klasycznym zodiaku greckim jest reprezentowana w postaci zwierząt (oprócz stworzeń mitologicznych).

Początkowo ekliptyczne znaki zodiaku pokrywały się ze zodiakiem, ponieważ nie było jeszcze wyraźnego oddzielenia konstelacji. Początek odliczania znaków zodiaku ustalono od punktu równonocy wiosennej. A konstelacje zodiaku podzieliły ekliptykę na 12 równych części.

Teraz konstelacje zodiaku i ekliptyki nie pokrywają się: istnieje 12 konstelacji zodiaku i 13 konstelacji ekliptycznych (dodają konstelację Wężownika, w której Słońce znajduje się od 30 listopada do 17 grudnia. Ponadto z powodu precesji osi Ziemi , punkty równonocy wiosennej i jesiennej stale się przesuwają (ryc. 2).

Rysunek 2. Gwiazdozbiory ekliptyki i zodiaku

Precesja (lub precesja równonocy) - jest to zjawisko, które występuje z powodu powolnego kołysania się osi obrotu Ziemi. W tym cyklu konstelacje idą w przeciwnym kierunku niż w zwykłym cyklu rocznym. W tym przypadku okazuje się, że równonoc wiosenna mniej więcej co 2150 lat jest przesuwana o jeden znak zodiaku w kierunku zgodnym z ruchem wskazówek zegara. Tak więc od 4300 do 2150 pne punkt ten znajdował się w konstelacji Byka (era Byka), od 2150 pne do 1 ne - w konstelacji Barana. W związku z tym teraz równonoc wiosenna jest w Rybach.

Jak już wspomnieliśmy, za początek ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki przyjmuje się dzień równonocy wiosennej (około 21 marca). Dobowy równoleżnik Słońca, pod wpływem jego rocznego ruchu, jest stale przesuwany o stopień deklinacji. W związku z tym ogólny ruch Słońca na niebie przebiega jakby po spirali, co jest wynikiem dodania ruchu dobowego i rocznego. Tak więc, poruszając się po spirali, Słońce zwiększa swoją deklinację o około 15 minut dziennie. Jednocześnie wydłuża się długość dnia na półkuli północnej, a zmniejsza się na półkuli południowej. Ten wzrost będzie trwał do momentu, gdy deklinacja Słońca osiągnie +23 o 26', co nastąpi około 22 czerwca, w dniu przesilenia letniego (ryc. 3). Nazwa „przesilenie” wynika z faktu, że w tej chwili (około 4 dni) Słońce praktycznie nie zmienia swojej deklinacji (czyli wydaje się, że „stoi”).

Rysunek 3. Ruch Słońca w wyniku dodania ruchu dobowego i rocznego

Po przesileniu następuje spadek deklinacji Słońca i długi dzień zaczyna się stopniowo zmniejszać, aż dzień i noc zrównają się (czyli do około 23 września).

Po 4 dniach dla obserwatora na półkuli północnej deklinacja Słońca zacznie się stopniowo zwiększać, a po około trzech miesiącach światło ponownie dojdzie do równonocy wiosennej.

Przejdźmy teraz na biegun północny (ryc. 4). Tutaj dzienny ruch Słońca jest prawie równoległy do ​​horyzontu. Dlatego przez pół roku Słońce nie zachodzi, zakreślając kręgi nad horyzontem – obserwuje się dzień polarny.

Sześć miesięcy później deklinacja Słońca zmieni swój znak na minus, a na biegunie północnym rozpocznie się noc polarna. Potrwa też około sześciu miesięcy. Po przesileniu następuje spadek deklinacji Słońca i długi dzień zaczyna się stopniowo zmniejszać, aż dzień i noc zrównają się (czyli do około 23 września).

Po przejściu równonocy jesiennej Słońce zmienia swoją deklinację na południe. Na półkuli północnej dzień nadal się zmniejsza, podczas gdy na półkuli południowej wręcz przeciwnie, wzrasta. I to będzie trwało, dopóki Słońce nie osiągnie przesilenia zimowego (do około 22 grudnia). Tutaj Słońce znowu przez około 4 dni praktycznie nie zmieni swojej deklinacji. W tym czasie półkula północna doświadcza najkrótszych dni i najdłuższych nocy. Natomiast na południu lato w pełnym rozkwicie i najdłuższy dzień.

Rysunek 4. Dzienny ruch Słońca na biegunie

Przejdźmy do równika (ryc. 5). Tutaj nasze Słońce, jak wszystkie inne oprawy, wschodzi i zachodzi prostopadle do płaszczyzny prawdziwego horyzontu. Dlatego na równiku dzień jest zawsze równy nocy.

Rysunek 5. Dzienny ruch Słońca na równiku

Przejdźmy teraz do mapy nieba i trochę z nią popracujmy. Tak więc wiemy już, że mapa gwiazd jest rzutem sfery niebieskiej na płaszczyznę z naniesionymi na nią obiektami w układzie współrzędnych równikowych. Przypomnij sobie, że w centrum mapy znajduje się północny biegun świata. Obok niego jest Gwiazda Polarna. Siatka współrzędnych równikowych jest reprezentowana na mapie przez promienie promieniujące ze środka i koncentrycznych okręgów. Na krawędzi mapy, obok każdego promienia, napisane są liczby oznaczające rektascensję (od zera do dwudziestu trzech godzin).

Jak powiedzieliśmy, pozorna roczna ścieżka Słońca wśród gwiazd nazywana jest ekliptyką. Na mapie jest reprezentowany przez owal, który jest nieco przesunięty w stosunku do bieguna północnego świata. Punkty przecięcia ekliptyki z równikiem niebieskim nazywane są punktami równonocy wiosennej i jesiennej (oznaczają je symbole barana i łuski). Pozostałe dwa punkty - punkty przesilenia letniego i zimowego - są oznaczone na naszej mapie odpowiednio okręgiem i rombem.

Aby móc określić czas wschodu i zachodu słońca lub planet, musisz najpierw umieścić ich pozycję na mapie. Dla Słońca nie jest to wielka sprawa: wystarczy przymocować linijkę do bieguna północnego świata i kreskę o określonej dacie. Punkt przecięcia linijki z ekliptyką wskaże położenie Słońca w tym dniu. Użyjmy teraz mobilnej mapy gwiaździstego nieba, aby określić współrzędne równikowe Słońca, na przykład 18 października. A także znajdź przybliżony czas wschodu i zachodu słońca w tym dniu.

Rysunek 6. Widoczna ścieżka Słońca w różnych porach roku

Ze względu na zmieniającą się deklinację Słońca i Księżyca ich dobowe ścieżki cały czas się zmieniają. Również południowa wysokość słońca zmienia się codziennie. Łatwo to określić za pomocą wzoru

h = 90° - φ + δ Ͽ

Wraz ze zmianą δ Ͽ zmieniają się również punkty wschodu i zachodu słońca (ryc. 6). Latem, na środkowych szerokościach geograficznych północnej półkuli Ziemi, Słońce wschodzi w północno-wschodniej części nieba i zachodzi w północno-zachodniej części nieba, a zimą wschodzi na południowym wschodzie i zachodzi na południowym zachodzie. Wysoka wysokość punktu kulminacyjnego Słońca i długi czas trwania dnia są przyczyną nadejścia lata.

Latem na południowej półkuli Ziemi na średnich szerokościach geograficznych Słońce wschodzi na południowym wschodzie, osiąga kulminację po północnej stronie nieba i zachodzi na południowym zachodzie. W tej chwili na półkuli północnej panuje zima.

Postęp

1. Zbadaj ruch Słońca w różnych porach roku i na różnych szerokościach geograficznych.

2. Studium ze zdjęć 1-6 równonocy, punktów, w których deklinacja słońca jest największa i najmniejsza (punkty przesilenie dnia z nocą).

3. Wykonuj zadania.

Ćwiczenie 1. Opisz ruch Słońca od 21 marca do 22 czerwca na północnych szerokościach geograficznych.

Zadanie 2. Opisz za pomocą ruch kaczki Słońca na biegunie.

Zadanie 3. Gdzie słońce wschodzi i zachodzi zimą na półkuli południowej (tj. kiedy jest lato na półkuli północnej)?

Zadanie 4. Dlaczego słońce latem wschodzi wysoko nad horyzontem, a nisko zimą? Wyjaśnij to, opierając się na naturze ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki.

Zadanie 5. Rozwiąż problem

Określ wysokość górnej i dolnej kulminacji Słońca 8 marca w swoim mieście. Deklinacja słońca δ Ͽ = -5°. (Szerokość geograficzna Twojego miasta φ jest określana na podstawie mapy).

1. Napisz numer, temat i cel pracy.

2. Wykonaj zadania zgodnie z instrukcjami, opisz wyniki uzyskane dla każdego zadania.

3. Odpowiedz na pytania bezpieczeństwa.

pytania testowe

1. Jak Słońce porusza się dla obserwatora na biegunie?

2. Kiedy Słońce znajduje się w zenicie na równiku?

3. Północne i południowe kręgi polarne mają szerokość geograficzną ±66,5°. Jakie są te szerokości geograficzne?

Źródła podstawowe (MI)

OI1 Vorontsov-Velyaminov, B. A. Strout E. K. Podręcznik „Astronomia. Podstawowy poziom. Klasa 11". M.: Drop, 2018

Praca praktyczna nr 4

Temat: Zastosowanie praw Keplera w rozwiązywaniu problemów.

Cel: Wyznaczanie okresów gwiazdowych planet z wykorzystaniem praw Keplera.

Ekwipunek: Model sfera niebieska, ruchoma mapa gwiaździstego nieba.

Uzasadnienie teoretyczne

Gwiezdny(gwiezdny T

synodyczny S

Dla planet niższych (wewnętrznych):

Dla planet górnych (zewnętrznych):

Długość średniego dnia słonecznego s ponieważ planety Układu Słonecznego zależą od gwiezdnego okresu ich obrotu wokół własnej osi t, kierunek obrotu i okres syderyczny obrotu wokół Słońca T.

Rysunek 1. Ruch planet wokół Słońca

Planety krążą wokół Słońca po elipsach (ryc. 1). Elipsa to zamknięta krzywa, której niezwykłą właściwością jest stała suma odległości od dowolnego punktu do dwóch danych punktów, zwana ogniskami. Odcinek łączący najdalsze punkty elipsy nazywa się jej osią główną. Średnia odległość planety od Słońca jest równa połowie długości głównej osi orbity.

Prawa Keplera

1. Wszystkie planety Układu Słonecznego krążą wokół Słońca po orbitach eliptycznych, których jednym z ognisk jest Słońce.

2. Promień - wektor planety opisuje równe obszary w równych okresach czasu, prędkość planet jest maksymalna na peryhelium i minimalna na aphelium.

Rysunek 2. Opis obszarów podczas ruchu planety

3. Kwadraty okresów obrotu planet wokół Słońca są powiązane ze sobą jako sześciany ich średnich odległości od Słońca

Postęp

1. Poznaj prawa ruchu planet.

2. Wskaż trajektorię planet na rysunku, wskaż punkty: peryhelium i aphelium.

3. Wykonuj zadania.

Ćwiczenie 1. Udowodnij, że wniosek wynika z drugiego prawa Keplera: planeta poruszająca się po swojej orbicie ma maksymalną prędkość w najbliższej odległości od Słońca, a minimalną w największej odległości. Jak ten wniosek zgadza się z prawem zachowania energii.

Zadanie 2. Porównując odległość od Słońca do innych planet z ich okresami obrotu (patrz tabela 1.2), sprawdź spełnienie trzeciego prawa Keplera

Zadanie 3. Rozwiąż problem

Zadanie 4. Rozwiąż problem

Synodyczny okres zewnętrznej mniejszej planety trwa 500 dni. Wyznacz półoś wielką jego orbity i okres gwiazdowy obrotu.

1. Napisz numer, temat i cel pracy.

2. Wykonaj zadania zgodnie z instrukcjami, opisz wyniki uzyskane dla każdego zadania.

3. Odpowiedz na pytania bezpieczeństwa.

pytania testowe

1. Sformułuj prawa Keplera.

2. Jak zmienia się prędkość planety w miarę jej przemieszczania się od aphelium do peryhelium?

3. W którym punkcie orbity planeta ma maksymalną energię kinetyczną; maksymalna energia potencjalna?

Źródła podstawowe (MI)

OI1 Vorontsov-Velyaminov, B. A. Strout E. K. Podręcznik „Astronomia. Podstawowy poziom. Klasa 11". M.: Drop, 2018

Główne cechy planet Układu Słonecznego Tabela 1

Średnica (ziemia = 1)

0,382

0,949

0,532

11,209

9,44

4,007

3,883

Średnica, km

4878

12104

12756

6787

142800

120000

51118

49528

Masa (Ziemia = 1)

0,055

0,815

0,107

318

Średnia odległość od Słońca (AU)

0,39

0.72

1.52

5.20

9.54

19.18

30.06

Okres orbitalny (lata ziemskie)

0.24

0.62

1.88

11.86

29.46

84.01

164,8

Ekscentryczność orbity

0,2056

0,0068

0,0167

0,0934

0.0483

0,0560

0,0461

0,0097

Prędkość orbitalna (km/s)

47.89

35.03

29.79

24.13

13.06

9.64

6,81

5.43

Okres obrotu wokół własnej osi (w dniach ziemskich)

58.65

243

1.03

0.41

0.44

0.72

0.72

Nachylenie osi (stopnie)

0.0

177,4

23.45

23.98

3.08

26.73

97.92

28,8

Średnia temperatura powierzchni (C)

180 do 430

465

89 do 58

82 do 0

150

170

200

210

Grawitacja na równiku (Ziemia = 1)

0,38

0.9

0,38

2.64

0.93

0.89

1.12

Prędkość kosmiczna (km/s)

4.25

10.36

11.18

5.02

59.54

35.49

21.29

23.71

Średnia gęstość (woda = 1)

5.43

5.25

5.52

3.93

1.33

0.71

1.24

1.67

Skład atmosfery

Nie

CO 2

N2 + O2

CO 2

H 2 + Nie

H 2 + Nie

H 2 + Nie

H 2 + Nie

Liczba satelitów

Pierścionki

Nie

Nie

Nie

Nie

TAk

TAk

TAk

TAk

Niektóre parametry fizyczne planet Układu Słonecznego Tabela 2

Odległość od Słońca

promień, km

liczba promieni ziemi

waga, 10 23 kg

masa w stosunku do ziemi

średnia gęstość, g / cm 3

okres orbitalny, liczba dni ziemskich

okres rewolucji wokół własnej osi

liczba satelitów (księżyców)

albedo

przyspieszenie ziemskie na równiku, m/s 2

prędkość separacji od grawitacji planety, m/s

obecność i skład atmosfery, %

średnia temperatura powierzchni, °C

milion km

a.u.

Słońce

695 400

109

1,989×10 7

332,80

1,41

25-36

618,0

Zaginiony

5500

Rtęć

57,9

0,39

2440

0,38

3,30

0,05

5,43

59 dni

0,11

3,70

4,4

Zaginiony

240

Wenus

108,2

0,72

6052

0,95

48,68

0,89

5,25

244

243 dni

0,65

8,87

10,4

CO 2, N 2, H 2 O

480

Ziemia

149,6

1,0

6371

1,0

59,74

1,0

5,52

365,26

23 godz 56 min 4s

0,37

9,78

11,2

N 2, O 2, CO 2, A r, H2O

Księżyc

150

1,0

1738

0,27

0,74

0,0123

3,34

29,5

27 godz. 32 min

0,12

1,63

2,4

Bardzo rozładowany

Mars

227,9

1,5

3390

0,53

6,42

0,11

3,95

687

24 godz 37 min 23 s

0,15

3,69

5,0

CO2 (95,3), N2 (2,7),
ALE r (1,6),
O2 (0,15), H2O (0,03)

Jowisz

778,3

5,2

69911

18986,0

318

1,33

11,86 lat

9 godz. 30 min 30 s

0,52

23,12

59,5

H (77), On (23)

128

Saturn

1429,4

9,5

58232

5684,6

0,69

29,46 lat

10 godz. 14 min

0,47

8,96

35,5

N, nie

170

Uran

2871,0

19,2

25 362

4

868,3

17

1,29

84,07 lat

11 godz.3

20

0,51

8,69

21,3

H (83),
Nie (15), CH 4 (2)

-143

Neptun

4504,3

30,1

24 624

4

1024,3

17

1,64

164,8 lat

16h

8

0,41

11,00

23,5

H, on, CH 4

-155

Pluton

5913,5

39,5

1151

0,18

0,15

0,002

2,03

247,7

6,4 dni

1

0,30

0,66

1,3

N 2 , CO, NH 4

-210

Praca praktyczna nr 5

Temat: Określenie okresu synodalnego i syderycznego obrotów oprawy

Cel: okresy obiegu synodalnego i syderycznego.

Ekwipunek: model sfery niebieskiej.

Uzasadnienie teoretyczne

Gwiezdny(gwiezdny) okresem rewolucji planety jest przedział czasu T , dla którego planeta dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w stosunku do gwiazd.

synodyczny Okres rewolucji planety to okres czasu S między dwiema kolejnymi konfiguracjami o tej samej nazwie.

synodyczny okres jest równy odstępowi czasu pomiędzy dowolnymi dwoma lub dowolnymi innymi dwoma identycznymi kolejnymi fazami. Okres całkowitej zmiany wszystkich faz księżyca z nowolu Okres przed nowiu nazywany jest synodycznym okresem obrotu księżyca lub miesiącem synodycznym, który trwa około 29,5 dnia. To w tym czasie Księżyc porusza się po swojej orbicie taką ścieżką, że ma czas, aby dwukrotnie przejść przez tę samą fazę.
Pełny obrót Księżyca wokół Ziemi względem gwiazd nazywany jest okresem syderycznym lub miesiącem syderycznym, trwa on 27,3 dnia.

Wzór na związek między syderalnymi okresami obrotu dwóch planet (za jedną z nich przyjmujemy Ziemię) a okresem synodycznym S jednej względem drugiej:

Dla niższych (wewnętrznych) planet : - = ;

Dla planet górnych (zewnętrznych) : - = , gdzie

P to okres gwiezdny planety;

T to okres gwiezdny na Ziemi;

S to okres synodyczny planety.

Gwiezdny okres obiegu (od sidus, gwiazda; rodzaj. walizka sideris) - okres czasu, w którym dowolne ciało satelity niebieskiego wykonuje pełny obrót wokół ciała głównego względem gwiazd. Pojęcie „syderalnego okresu rewolucji” stosuje się do ciał krążących wokół Ziemi - Księżyca (miesiąca syderycznego) i sztucznych satelitów, a także do planet okrążających Słońce, komet itp.

Okres gwiezdny jest również nazywany . Na przykład rok Merkurego, rok Jowisza itp. Jednocześnie nie należy zapominać, że kilka pojęć można nazwać słowem „”. Nie należy więc mylić ziemskiego roku syderycznego (czasu jednego obrotu Ziemi wokół Słońca) i (czasu, w którym zmieniają się wszystkie pory roku), które różnią się od siebie o około 20 minut (różnica ta wynika głównie z do osi Ziemi). Tabele 1 i 2 przedstawiają dane dotyczące okresów synodycznych i syderycznych planet. Tabela zawiera również figurki Księżyca, asteroid w pasie głównym, planet karłowatych i Sedny..

syntable 1

Tabela 1. Synodyczny okres planet(\displaystyle (\frac (1)(S))=(\frac (1)(T))-(\frac (1)(Z))))

309,88 lat

557 lat

12 059 lat

Postęp

1. Przestudiuj prawa relacji między okresami synodycznymi i syderycznymi planet.

2. Przestudiuj trajektorię Księżyca na rysunku, wskaż miesiące synodyczne i syderyczne.

3. Wykonuj zadania.

Ćwiczenie 1. Określ okres gwiezdny planety, jeśli jest równy okresowi synodycznemu. Która prawdziwa planeta w Układzie Słonecznym jest najbliżej tego stanu?

Zadanie 2. Największa asteroida, Ceres, ma syderyczny okres orbitalny wynoszący 4,6 lat. Oblicz okres synodyczny i wyraź go w latach i dniach.

Zadanie 3. Asteroida ma okres syderyczny około 14 lat. Jaki jest synodyczny okres jego obiegu?

Treść raportu

1. Napisz numer, temat i cel pracy.

2. Wykonaj zadania zgodnie z instrukcjami, opisz wyniki uzyskane dla każdego zadania.

3. Odpowiedz na pytania bezpieczeństwa.

pytania testowe

1. Jaki okres czasu nazywa się okresem syderycznym?

2. Jakie są synodyczne i syderyczne miesiące Księżyca?

3. Po jakim czasie wskazówki minutowa i godzinowa spotykają się na tarczy zegarka?

Źródła podstawowe (MI)

OI1 Vorontsov-Velyaminov, B. A. Strout E. K. Podręcznik „Astronomia. Podstawowy poziom. Klasa 11". M.: Drop, 2018