WWW.NAUKA.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, издания, публикации
 


Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 16 |

«СПРАВОЧНИК + ЛЮБИТЕЛЯ + АСТРОНОМИИ Под редакцией В. Г. Сурдина Издание пятое, переработанное и полностью обновленное УРСС Москва • 2002 Б Б К 22.3я2, 22.39*, 22. Настоящее издание ...»

-- [ Страница 9 ] --

3.2.3. М е ж д у н а р о д н а я линия изменения даты Человек, вернувшийся к отправному пункту из кругосветного путешествия с запада на восток, убеждается в том, что он по своему счету времени опередил местных жителей на одни сутки. Человек, совершающий путешествие в западном направлении, теряет одни сутки. Отчего это происходит? Где на Земле впервые появляется новая дата? Международным соглашением была введена линия изменения даты. Она проходит в океане, по меридиану, имеющему долготу 180°, местами отклоняясь от него, огибая группы островов, мысы и т.


д. На этой линии в полночь по времени XII часового пояса впервые появляется на Земле новое число. Таким образом, Новый год в России первым встречает остров Ратманова в Беринговом проливе и жители Наукана и Уэллена на восточной оконечности Азиатского материка (близ мыса Дежнева). При переезде линии изменения даты с запада на восток (например, из Азии в Америку) путешественникам приходится два раза считать одно и то же число, а при обратном переезде пропускать одно число. Рис. 173 схематически показывает

–  –  –

вращающуюся под лучами Солнца (стрелки наверху) Землю. Стрелкой от Пс вверх показан гринвичский меридиан, ее продолжение за Пс вниз — линия изменения дат. В Гринвиче, например, 13h 28-го числа, а на линии дат уже l h 29-го числа.

3.2.4. Календарь Календарь — система счисления больших промежутков времени. Единицей времени в современном календаре является тропический год, в течение которого завершается полный цикл изменений склонения Солнца и, следовательно, полная смена времен года — основы хозяйственной жизни людей.

Задача создания календаря встала еще в древности. Сложность этой проблемы заключается в том, что тропический год и средние солнечные сутки несоизмеримы, тогда как календарный год, естественно, должен содержать целое число суток.

В древности (а в календаре некоторых мусульманских стран и теперь) большое значение как календарная единица имел синодический лунный месяц 6 '. Но и он не содержит целого числа суток (29,5306) и сам несоизмерим с тропическим годом.

Древнеегипетский календарь в разные эпохи истории Египта содержал в году ровно 360 дней, затем 365 дней, а позже 365,25 дня. В 46 г. до н.э. Юлием Цезарем был введен в Риме календарь, разработанный астрономом Созигеном из Александрии, получивший впоследствии название юлианского. В этом календаре три года подряд содержали по 365 дней, а четвертый (високосный) — 366 дней. Этот добавочный день включался в год, число лет которого кратно четырем. Однако и этот календарь не давал полного соответствия с движением Солнца и сменами времен года: юлианский календарь «отставал» на трое суток за 400 лет. К концу XVI в.

отступление календаря от астрономических явлений достигло десяти дней. В 1582 г.

был принят разработанный итальянским математиком Лилио (Луиджи Лилио Джиральди) и баварским иезуитом, астрономом Кристофером Клавием григорианский календарь, названный так по имени римского папы Григория XIII, при котором была произведена эта перемена. После 4 октября 1582 г. стали считать сразу 15-е, а из числа годов, завершающих столетия (например, 1800, 1900 и т.д.) високосными оставлены только те, для которых число лет делится на 400 (например, 1600, 2000).

Остальные считаются обыкновенными годами (по 365 d ). Средняя продолжительность календарного года 365,2425 d, тогда как продолжительность тропического года 365,24219879 d. Это приводит к тому, что расхождение григорианского календаря со счетом тропических годов достигает одних суток лишь по истечении 3300 лет, что более чем достаточно для практических надобностей. 10 000 тропических лет короче 10000 григорианских лет всего на три дня. Лишь к 4317 г. расхождение достигнет одного дня. В дальнейшем за юлианским календарем, которым продолжали пользоваться некоторые страны, в том числе и Россия, установилось название «старый стиль», а григорианский календарь стали называть «новым стилем». Расхождение между новым и старым стилями в XVII в. составляло 10 дней, в XVIII в. — 11, в XIX — 12, в XX — 13 дней. Точнее, с 5 октября 1582 г. (с 15 октября по григорианскому календарю) расхождение Юдней, с 1 марта 1700 г. (с 12-го по григорианскому календарю) — 11 дней, с I марта 1800 г. (с 13 марта) — 12 дней, с 1 марта (14 марта) 1900 г. — 13 дней, с 1 марта 2100 г. (15 марта) расхождение станет 14 дней.

В Советской России новый стиль был введен в начале 1918 г. После 31 января стали считать сразу 14 февраля и вводить високосные годы. В астрометрии

–  –  –





и теоретической астрономии за начало календарного счета времени используют начало бесселева года. Это момент, когда средняя долгота Солнца, уменьшенная на постоянную аберрации (20,50" по Ньюкому), достигает 280°0'0" ( а = 18 h 40 m ).

Начало бесселева года (иначе, фиктивного года, или annus fictus) дается каждый год в астрономических календарях и приходится на промежуток времени между янв.О и янв.2; обозначается номером года и нулем десятых, например, 1970,0. Оно о д н о для всей Земли, тогда как календарный год наступает в разных местах в разное время.

Эрой какого-нибудь календаря называется принятое в нем начало счета годов.

У разных народов и в различные времена существовали свои календарные системы и свои начала счета годов (см. книгу И. А. Климишина «Календарь и хронология», с. 317-341 3-го издания). Современный наш календарь использует как эру дату «рождение Христа». Она была вычислена монахом Дионисием Малым через 525 лет после этого события. Однако до 1431 г. римско-католическая церковь все даты отсчитывала от «сотворения мира». В России счетом лет «от сотворения мира», относя его на 5508 год до н. э., пользовались до 1700 г. Начало года в России до XV в. считали с 1 марта, а с XV в. до 1700 г. с 1 сентября. Петр I перенес начало года на 1 января.

В настоящее время в международных отношениях и в научных вопросах все народы мира употребляют григорианский календарь и условную эру от «рождества Христова». В гражданском счете лет — перед «первым годом н.э.» находится «первый год до н.э.». В астрономическом счете первому году н. э. предшествует нулевой год, который следует за минус первым и т.д. Это дает возможность сохранить правило определения високосных годов на все время, охватываемое историей человечества.

Астрономы и историки широко пользуются также особым счетом времени — в днях так называемого юлианского периода (п. 5.8.2).

3.2.5. М и р о в о й календарь Хотя существующая система чередования високосных годов обеспечивает вполне удовлетворительное согласие средней продолжительности календарного года и длительности тропического года, несовершенства григорианского календаря (различная длина месяцев, смещение дней недели по датам года, и т.д.) вызывают большое число проектов реформы календаря. Среди десятков, если не сотен, проектов получил широкое признание проект «Мирового календаря», введение которого, однако, требует о д н о в р е м е н н о г о согласия подавляющего большинства стран мира.

–  –  –

В «Мировом календаре» кварталы имеют одинаковую продолжительность по 91 дню; год и каждый квартал начинаются с воскресенья, каждый месяц имеет по 26 рабочих дней. Эти удобства достигнуты тем, что помимо 364 дней, составляющих ровно 52 недели, в календарь вводится один, а в високосном году два нерабочих дня, не имеющих н и д а т ы, н и о б о з н а ч е н и я д н я н е д е л и.

После 30 декабря следует «День нового года», после 30 июня високосного года — «День високосного года», оба без дня недели и даты. Табель-календарь, годный для любого года, может быть сведен к весьма краткой таблице (табл. XXV) — какая громадная экономия ресурсов человечества на ежегодное составление и печатание самых разнообразных календарей на каждый год! Среди трудностей введения нового мирового календаря мы уже указывали на необходимость его о д н о в р е м е н н о г о п р и н я т и я в с е м и (или почти всеми) н а р о д а м и м и р а.

§3.3. Прецессия. Нутация 3.3.1. Прецессия Солнце совершает свой путь по эклиптике и возвращается к точке весеннего равноденствия за 365,2422 средних солнечных суток. Это — тропический год. Он немного меньше звездного года(365,2564d), так как точка весеннего равноденствия движется вдоль эклиптики навстречу Солнцу, т.е. с востока на запад. Это явление, открытое еще Гиппархом (180-110 гг. до н.э.), называется прецессией, или предварением равноденствий.

Прецессия объясняется тем, что Земля не шар, а сфероид, сплюснутый у полюсов (рис. 174). Схематически можно представить себе Землю состоящей из шарового тела К и экваториального кольца АА'. Находясь близ эклиптики, Луна и Солнце не всегда лежат в плоскости симметрии АА. Часть А' экваториального кольца, которая в данный момент расположена ближе кЛуне или Солнцу, притягивается сильнее, чем А. Это создает пару сил, стремящуюся повернуть ось вращения Р Р ' в указанном стрелками направлении. Из теоретической механики известно, что в итоге ось вращения Р Р ' будет стремиться перемещаться в направлении, перпендикулярном к направлению пары сил, и описывать в пространстве конус с вершиной в центре Земли, а полюс мира будет описывать на небесной сфере малый круг с центром

–  –  –

в полюсе эклиптики, находясь от него на расстоянии = 23,5°. Соответственно и Т скользит вдоль эклиптики, смещаясь к з а п а д у на 50,39" в год. Это лунно-солнечная прецессия. Надолю Солнца приходится 15,9", на долю Луны 34,5". Кроме того, некоторое смещение точки весеннего равноденствия вызывается совокупным действием притяжения планет на Землю (прецессия от планет). В этом случае сплюснутость Земли не играет роли — планеты притягивают в с ю Землю в целом, несколько изменяя ее орбиту, т.е. меняя положение самой плоскости эклиптики и положение полюса эклиптики среди звезд (см. пунктирную дугу в центре рис. 175). Прецессия от планет смещает точку весеннего равноденствия к в о с т о к у на 0,105" в год.

Под действием общей прецессии точка весеннего равноденствия смещается к западу на 50,29" в год или на Г в 71,6 года, совершая полный оборот за 25 770 лет (Платонов год). С таким же периодом полюс мира делает полный оборот вокруг полюса эклиптики. Так как полюс эклиптики также движется по небесной сфере (показано пунктиром и стрелкой в центре рис. 175), полюс мира описывает, строго говоря, не малый круг, а более сложную спиралевидную кривую. В настоящее время северный полюс мира приближается к Полярной звезде; в 2102 г. расстояние между ними будет только 27,5', а затем полюс мира будет уходить от Полярной, и через 7500 лет это название с большим правом будет носить а Сер, а через 13 500 лет — Вега ( a Lyr). В 2600 г. до н.э. Губан ( a Dra) был на расстоянии всего 10' от полюса.

Соответственно перемещается и южный полюс мира. При всех этих расчетах надо принимать во внимание влияние собственного движения ц на положение звезд.

Глава 3. Краткие 254 сведения из общей астрономии Наклон экватора к эклиптике (е) под влиянием прецессии от планет испытывает небольшие колебания векового характера, меняясь в пределах от 2Г59' до 24°36'.

В настоящее время (конец 2000 г.) е = 23°26'21,0" и непрерывно уменьшается на 0,471" в год. Кроме того, положение самой плоскости эклиптики испытывает периодические колебания, изменяясь по отношению к плоскости земной орбиты с амплитудой до 4° за промежутки времени в ~ 7 0 тыс. лет.

Вследствие прецессии непрерывно изменяются экваториальные коодинаты звезд а и 6, а также их эклиптическая долгота Л. Поэтому при указании координат светил необходимо отмечать, к какому году, или, как говорят, к эпохе какого равноденствия они относятся. Обыкновенно пользуются так называемыми средними координатами начала года, отнесенными к равноденствию какого-нибудь года. Так, например, в «Атласе звездного неба» А. А. Михайлова (изд. 1974 г.) положение всех звезд до 6,5 т отнесено к эпохе 1950 г. Для вычисления координат при переходе от одной эпохи к другой можно пользоваться точными или приближенными формулами прецессии, либо специальными таблицами. Для звезд с заметным собственным движением ^ и заметным годичным параллаксом р нужно учитывать и их влияние на средние и истинные координаты.

Приближенные значения прецессии приведены в табл. 39 и 40.

В табл.46 даны средние места всех ярких звезд до 4,5 т для эпохи 2000,0. Для всех последующих лет поправку каждой координаты можно получить, если значение прецессии, взятое из нужной таблицы, умножить на разность эпох и прибавить к исходной координате со знаком, указанном в таблице. Для предшествующих лет поправку надо брать с обратным знаком. Так, например, координаты a Leo (Регула) в 2010,0 будут

–  –  –

области Земли н сочетании с наклоном лунной орбиты. Таким образом, нутация зависит от расположения Луны и Солнца относительно плоскости земного экватора.

Период нутации совпадает с периодом обращения линии узлов лунной орбиты (§ 3.4) и равен 18,6 года.

Следовательно, если к средним координатам звезды, даваемым в ежегодниках (или в каталогах) для момента начала бесселева года, прибавить поправку за прецессию (включая влияние собственного движения р ) и за нутацию за протекшую часть года, то получим истинные координаты звезды в данный момент. Если теперь ввести поправку за годичную аберрацию, то получим видимые координаты, с которыми можно сравнивать результаты наблюдений (в них надо предварительно ввести поправки за рефракцию и за суточную аберрацию). Суточная аберрация (видимое смещение к востоку) достигает максимального значения 0,32" в случае звезды, находящейся в меридиане для наблюдателя на экваторе Земли, и равна нулю для наблюдателей у полюсов. Влияние суточной аберрации на а и 5:

–  –  –

Влияние годичной аберрации значительно сильнее: смешение звезды составляет (v/c)s\n9 ~ 20,5" sin в, где v — орбитальная скорость Земли, в — угол между направлением орбитального движения Земли и направлением на звезду.

§3.4. Движение Луны. Затмения Луна движется среди звезд, так же как и Солнце, с запада на восток; она перемсщатся по небу в среднем на 13° за сутки. Это перемещение можно непосредственно наблюдать в телескоп при сильном увеличении. Оно отражает истинное обращение Луны вокруг Земли. Луна движется по эллиптической орбите с эксцентриситетом, равным в среднем 0,055 (или 1/18). Ближайшая к Земле точка лунной орбиты называется перигеем, самая далекая — апогеем; линия, соединяющая эти точки, называется линией апсид лунной орбиты.

–  –  –

Характер пути движения Луны вокруг Солнца показан на рис. 177. Путь Луны всегда в о г н у т по отношению к Солнцу; в зависимости от фазы изменяется лишь его кривизна. Причина в том, что Солнце притягивает Луну сильнее, чем Земля.

Плоскость лунной орбиты составляет в среднем угол 5°9' с плоскостью эклиптики. В своем движении по небесной сфере Луна возвращается в прежнее положение относительно звезд (точнее, к той же эклиптической долготе) в среднем за 27,3217 средних суток, т. е. за 27 d 7 h 43 m 12 s. Это — сидерический месяц. Обращаясь вокруг Земли, Луна меняет свой вид, проходя последовательность фаз: новолуние, первую четверть, полнолуние и последнюю четверть. Период полной смены фаз, возвращение Луны к прежнему положению относительно Солнца, называется синодическим месяцем; он длиннее сидерического и составляет в среднем 29,5306 суток.

256 Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

–  –  –

ущерб, который, увеличиваясь и продвигаясь постепенно на восток, к середине частного затмения достигает наибольшей величины; при полном затмении Солнце на некоторое время полностью загораживается диском Луны, вокруг которого вспыхивает солнечная корона (рис.39). В зависимости от положения Солнца на небе движение лунного диска может происходить под весьма значительным углом к горизонту, однако всегда от западного края к восточному. Угловые размеры Луны и Солнца почти одинаковы и немного меняются из-за эллиптичности земной и лунной орбит.

В некоторых случаях видимый диск Луны оказывается меньше видимого диска Солнца, и даже при центральном затмении (когда в момент середины затмения совпадают центры дисков Луны и Солнца) Луна не загораживает Солнце полностью — вокруг черного диска Луны остается сверкающее кольцо солнечного края (кольцеобразное затмение). В этом случае вершина конуса лунной тени не достигает земной поверхности 8 '. Полоса затмения иногда простирается по поверхности Земли на тысячи километров, восновном с запада на восток (см. рис. 180, атакже 183,а и б).

Продолжительность полного затмения, или ширина кольца при кольцеобразном затмении, зависит от соотношения видимых (угловых) размеров дисков Солнца и Луны (рис. 179), что связано с расположением Земли и Луны на их эллиптических орбитах.

Очевидно, что наибольшая продолжительность полной фазы затмения (7 m 4l s ) будет в том случае, если в день затмения Земля будет близка к афелию своей орбиты, а Луна близка к перигею. В течение нескольких секунд до полной фазы и нескольких секунд после ее конца можно видеть, как узенький серп Солнца из-за неровности лунного края разбивается Р и с. 1 7 9. Наибольшие и наина ряд блестящих точек, окружающих диск Луны как меньшие видимые диски Л у н ы и С о л н ц а. О т их с о ч е т а н и й з а ожерелье. Это — четки Бейли.

висит продолжительность и тип Во время полных солнечных затмений наблюдазатмения (полное или кольцеется эффект Эйнштейна — отклонение световых лучей о б р а з н о е ) звезд, находящихся близ диска Солнца. Угол отклонения а = 4G97t/(c 2 r), где ЯЯ — масса Солнца, с — скорость света, г — расстояние луча звезды от центра Солнца, G — гравитационная постоянная. У края диска а = 1,75". Проверка эффекта Эйнштейна неоднократно с успехом проводилась учеными.

Лунное затмение начинается появлением ущерба с восточной стороны полной Луны. Она входит (погружается) все больше в тень Земли и в случае полного лунного затмения целиком загораживается Землей от прямых лучей Солнца. Однако часть лучей Солнца, преломляясь в атмосфере Земли, огибает Землю и освещает Луну, придавая ей своеобразную окраску. Густота красного цвета Луны, погруженной в земную тень, зависит от состояния земной атмосферы и находится в несомненной связи с фазой солнечной активности. Часто край земной тени, проецирующийся на поверхность Луны, бывает окрашен в голубовато-зеленые цвета.

Продолжительность лунного затмения зависит от расположения Луны относительно земной тени, а также от размеров земной тени на расстоянии Луны в данный момент по сравнению с размерами самой Луны. В среднем диаметр земной тени на расстоянии Луны в 2 раза больше диаметра Луны. Угловой диаметр

–  –  –

земной тени на расстоянии Луны равен 2(pj + р © - R@), где Re — угловой радиус Солнца (в среднем это 16'). Максимальная продолжительность всего лунного затмения (при центральном затмении, когда в середине явления совпадают центры Луны и земной тени) составляет 3,8 h.

Солнечное затмение может произойти, если Солнце находится вблизи лунного узла (не дальше чем на 18° от него). При расстоянии, меньшем 15°, затмение произойдет обязательно. Если Луна «догонит» Солнце в то время, как оно проходит этот участок своего пути, произойдет солнечное затмение. Так как Солнце проходит этот участок в среднем за 36 дней, что больше синодического месяца (29,53 d ), то за это время н е п р е м е н н о произойдет одно затмение, но могут произойти и два затмения — одно в начале, а другое в конце этого 36-дневного периода. Через полгода Солнце будет проходить такой же участок пути вблизи второго узла — тогда произойдет еще одно или два солнечных затмения (так было в 2000 г. и будет в 2011, 2029, 2047 гг.). Так как узлы лунной орбиты движутся вдоль эклиптики н а в с т р е ч у Солнцу, то Солнце возвращается к тому же узлу раньше, чем пройдет тропический год, — через драконический год. Поэтому при особенно благоприятных условиях, когда первые два затмения произойдут в самом начале года, а вторые два в середине, в декабре может произойти еще одно затмение. Таким образом, максимальное возможное число солнечных затмений в году — пять (так было в 1935 г., повторится лишь в 2206 г.), минимальное — два.

Лунное затмение может наступить тогда, когда Солнце находится вблизи одного узла (не дальше 12° от него), а Луна — вблизи другого. В этом случае «зону затмений» Солнце проходит за 24 дня, что короче синодического месяца, поэтому лунное затмение может и вовсе не произойти 9 '. Таким образом, в году может не быть ни одного лунного затмения (такие годы бывают примерно каждые пять лет), максимальное же число их — три. Можно еще различать полутеневые лунные затмения, когда Луна попадет лишь в полутень Земли. Таких затмений не больше трех в год, но может не быть и ни одного.

Общее число солнечных и лунных затмений в году не может превышать семи:

либо пять солнечных и два лунных, либо четыре солнечных и три лунных. Из этого видно, что солнечные затмения не такие уж редкие явления; они бывают в полтора раза чаще лунных.

Почему же за свою жизнь человек видит гораздо больше лунных затмений, чем солнечных? Это происходит оттого, что лунное затмение видно на всей половине Земли, обращенной к Луне, а солнечное только в сравнительно узкой полосе затмения — не шире 270 км (рис. 180). Поэтому для любого места на Земле солнечные затмения происходят в среднем раз в 200-300 лет. Так, например, в Москве ближайгдее полное солнечное затмение произойдет лишь 16 октября 2126 г.

Начало солнечного затмения определяется моментом так называемого п е р в о г о к о н т а к т а, первого касания, когда диск Луны впервые появляется у западного края Солнца. Момент в т о р о г о к о н т а к т а свидетельствует о наступлении полной фазы затмения — восточный край Луны касается восточного края солнечного диска. После т р е т ь е г о к о н т а к т а кончается полное затмение — у западного края лунного диска появляется очень узкий яркий серп Солнца. В момент ч е т в е р т о г о к о н т а к т а затмение кончается (рис. 181). При кольцеобразном затмении также наблюдаются четыре контакта. Если затмение частное, то, очевидно, контактов будет всего два — первый и последний.

–  –  –

Вне пределов узкой полосы видимости полного или кольцеобразного затмений и до границ, описываемых на поверхности Земли северным и южным краями лунной полутени, затмение можно наблюдать только как частное. Частное затмение характеризуется фазой затмения (отношением закрытой в момент наибольшего затмения части д и а м е т р а диска Солнца ко всему диаметру) (рис. 182). На рис. 180 «изофазы»

отмечают места на Земле одинаковой максимальной фазы частного затмения.

Глава 3. Краткие сведения из общей 260 астрономии

–  –  –

при восходе Солнца, темным — конец затмения (сев. полушарие Земли) за это время было пять високосных годов) солнечные и лунные затмения начинают повторяться втом же порядке, причем по прошествии трех таких периодов затмения

–  –  –

За это время произойдет в среднем 84 затмения (от 78 до 94): 43 солнечных (от 39 до 48) и 28 лунных (от 25 до 30). Эпохи наибольшего и наименьшего числа затмений в саросе повторяются в среднем через 290 лет. Однако так как 223 синодических месяца не в точности составляют 242 драконических (разность между ними 0,04 суток), то обстоятельства затмений не будут повторяться в точности и полосы затмений будут смещаться по поверхности Земли. Кроме того, поскольку в саросе не целое число суток, за 0,3 суток Земли повернется еще на ~ 120°.

В габл. 24 приведены солнечные затмения, которые произойдут до 2040 г., а в табл. 20 — лунные затмения за тот же период.

262 Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии § 3.5. Движение планет и комет Видимые движения планет среди звезд зодиакальных созвездий имеют характерные особенности (петли и точки возврата), которые были известны уже древним: прямое движение планеты навстречу суточному движению небесного свода сменяется после кажущегося «стояния» попятным движением, после чего вновь продолжается прямое движение (рис. 184). Дуга попятного движения меньше у планет, находящихся

–  –  –

дальше от Земли. По положению своих орбит относительно орбиты Земли планеты делятся на нижние (или внутренние) и верхние (или внешние). Нижние планеты — это те, орбиты которых находятся внутри орбиты Земли: Венера и Меркурий.

Верхние — все остальные.

По видимому положению относительно Солнца нижние планеты могут образовывать следующие конфигурации (рис. 185): нижнее соединение (планета расположена между Солнцем и Землей, разность геоцентрических долгот равна 0°), верхнее соединение (планета находится за Солнцем) 10, западную или восточную элонгацию (планета на некотором угловом расстоянии от Солнца). Наибольшая элонгация Меркурия около 28°, Венеры около 48°. Как легко можно понять из рис. 186, вследствие значительного эксцентриситета орбиты Меркурия угол его наибольшей элонгации зависит от взаимного расположения его орбиты и Земли в момент элонгации. Этот угол меняется от 17°30' до 27°45'.

В эпохи нижних соединений, если планета близка к какому-нибудь узлу своей орбиты, может наблюдатьф редкое явление — прохождение планеты по диску Солнца.

Для Меркурия это происходит в мае или ноябре раз в несколько лет: за 217 лет происходит 9 майских и 20 ноябрьских прохождений — майские через 13 или 33 года, ноябрьские — через 7 или 13 лет; после каждого майского через 3,5 года происходит ноябрьское прохождение Меркурия по диску Солнца. Ближлишие прохождения Меркурия по диску Солнца: 7 мая 2003 г. и 8 ноября 2006 г. Для Венеры это происходит значительно реже и в следующей последовательности: через 121,5 года, через 8 лет, через 105,5 года, через 8 лет, через 121,5 года и т.д. Последнее |0 * Понятие «соединение» применяется и к любым другим двум светилам, но в этом случае должна быть равна нулю разность прямых восхождений, а не долгот.

§ 3.5. Движение 263 планет и комет

–  –  –

Р и с. 1 8 5. Планетные конфигурации. Для нижней планеты: а — наибольшая восточная элонгация, Ь — нижнее соединение, с — наибольшая западная элонгация, d — верхнее соединение, ip — угол элонгации прохождение Венеры по диску Солнца было 6 декабря 1882 г., ближайшие произойдут 8 июня 2004 г. и 6 июня 2012 г.

Верхние планеты могут находиться в соединении с Солнцем, в противостоянии, или оппозиции (Земля расположена между Солнцем и планетой), в восточной либо западной квадратуре (когда направление на планету составляет прямой угол с направлением на Солнце).

Элонгация верхней планеты меняется до ±180°.

Прямое движение нижней планеты среди звезд быстрее, чем движение Солнца, поэтому после верхнего соединения планета появляется на востоке от Солнца и может наблюдаться только как вечернее светило.

После нижнего соединения наступает западная элонгация, когда планета видна только в утренние часы перед восходом Солнца. Рис. 1 8 6. Обьяснение различной величины угла элонгации. П — перигелий, А — афелий орбиты Движения верхних планет среди Меркурия звезд медленнее движения Солнца, поэтому после соединения планета появляется западнее Солнца. Продолжая свое прямое движение среди звезд на восток, планета все время отстает от Солнца, затем начинает двигаться попятным движением и описывает петлю или зигзагообразную линию. Момент противостояния 264 Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

–  –  –

соответствует середине дуги попятного движения. Величина петли тем меньше, чем больше расстояние до планеты (табл. XXVI).

Наиболее удобное время наблюдения нижних планет — это эпохи элонгации (в это время они показывают фазы, соответствующие первой и последней четверти лунных фаз), верхних — эпохи противостояний. Промежуток времени S между двумя одноименными конфигурациями (например, между противостояниями) называется синодическим периодом обращения планеты. Период полного обращения планеты вокруг Солнца Т носит название ее звездного, или сидерического периода обращения.

Их связывает уравнение синодического движения, аналогичное лунному:

–  –  –

для верхней: Е — звездный, или сидерический год. Из наблюдений получают синодические периоды, а с помощью приведенных уравнений выводят сидерические периоды обращения планет вокруг Солнца 1 Например, по наблюдениям элонгации Венеры синодический период ее обращения равен 583,92 d. Подставив в уравнение синодического движения Е — 365,25d и S = 583,92 d, получим Т = 224,7 d.

Движение планет в пространстве вокруг Солнца подчиняются законам Кеплера:

I. Планета движется в плоскости, проходящей через Солнце, по эллипсу, Солнце находится в одном из его фокусов.

II. При движении планеты вокруг Солнца прямая, соединяющая ее с Солнцем (радиус-вектор), описывает равные площади в равные промежутки времени (закон площадей).

" ' Т а б л и ч н ы е значения синодических периодов обращения планет (табл. X X V I ) представляют собой с р е д н и е з н а ч е н и я. Продолжительность какого-либо конкретного периода зависит от эксцентриситетов орбит Земли и планеты и взаимного расположения их больших полуосей. Так, например, средний синодический период Марса 780 d, но в действительности периоды бывают от 765 d до 81 I й. С погрешностью не больше I 0 d, а большей частью меньше 5 d, синодический период Марса равен S = 811 — 0,27х, где I — число дней между датой оппозиции и ближайшим 16 июля.

–  –  –

(74) Это так называемый гармонический закон.

Из закона тяготения (см. ниже) можно вывести приближенное выражение для третьего закона Кеплера:

–  –  –

т. е. отношение квадрата времени обращения к кубу среднего расстояния есть величина постоянная для всех планет Солнечной системы.

После открытия Ньютоном закона всемирного тяготения и разработки им общей теории движения планет (см. ниже) оказалось, что орбитами небесных тел могут быть не только эллипсы, но любое коническое сечение, т.е. окружность, эллипс, парабола или гипербола.

Закон всемирного тяготения гласит, что все космические тела притягивают друг друга с силой, пропорциональной их массам и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними:

F =G

-V, 75 ri где G — гравитационная постоянная, или постоянная тяготения — коэффициент, численное значение которого находится в результате очень тонкого физического эксперимента (см. табл. 5). Если массу Солнца принять равной единице, среднее расстояние между Солнцем и Землей за единицу длины и средние солнечные сутки за единицу времени, то численное значение G будет

–  –  –

Из закона Ньютона строго выводятся все три закона Кеплера, причем вывод третьего закона Кеплера, учитывающий массы планет, дает формулу, которая ближе соответствует действительности:

–  –  –

Зная из лабораторных измерений значение G — 6,672 • Ю - 1 1 н • м 2 /кг 2 и ускорения свободного падения g = Gm^/R®2 = 9,81 м / с 2, а из геодезических измерений — радиус Земли Я® = 6378 км, найдем массу Земли: то® = 5,98 • 1024 кг. Тогда = 2,0 • Ю30 кг.

отношение (77') даст нам и массу Солнца Применяя эти рассуждения к другой планете с массой тпр, имеющей спутник, можно определить отношение Ш@/тр и, зная Ш1®, вычислить тр. Массу планеты, н е. и м е ю щ е й с п у т н и к о в, можно определить лишь из анализа тех возмущений, которые эта планета вызывает в движении других планет, комет или пролетающих мимо нее космических аппаратов. Об определении массы Луны см. п. 1.1.1.

Применяя формулу (76) к двойным звездам, либо к двойным галактикам, мы можем получить оценку суммы масс звезд или галактик (п. 1.10.10).

Изучение движения планеты вокруг Солнца в небесной механике носит название з а д а ч и д в у х т е л. В общем виде эту задачу можно сформулировать так:

два сферических тела (однородные или со сферично-симметричным распределением плотности) с известными массами находятся под действием взаимного тяготения; даны их положения и скорости относительно какой-то системы координат в некоторый момент; каковы будут их расположение и скорости в любой последующий (или были в любой предыдущий!) момент времени? Иначе говоря, каково будет их движение?

Ньютон показал, что возможные орбиты в задаче двух тел — это конические сечения; движение происходит под действием центральной силы и подчиняется законам Кеплера.

При движении по эллиптической орбите максимальная линейная скорость (Vmax) достигается в точке перицентра (при ближайшем расположении тел), а минимальная скорость ( F j ) — в точке апоцентра (при наиболее удаленном m n расположении). Если одно из тел значительно массивнее другого ( М то), то для меньшего тела эти скорости составляют (78)

–  –  –

где а — большая полуось эллипса, е — его эксцентриситет, г а и г р — расстояния в апоцентре и перицентре. Средняя скорость ( F ) достигается на концах малой оси эллипса:

В любой точке эллиптической орбиты на расстоянии г от массивного тела скорость малого тела составляет (79)

На круговой орбите (е = 0, г = а) скорость постоянна; это круговая ркорость:

Если для М и г принять значения массы и радиуса космического тела, например, планеты, то получим первую космическую скорость для этой планеты (V|). Так, для Земли V\ = л / С М ф / Д ф = 7,9 км/с.

На параболической орбите (е = 1, а = оо) в любой ее точке тело движется с параболической скоростью:

значение скорости зависит от текущего расстояния. Вычисленная для поверхности планеты (или звезды), эта скорость называется второй космической скоростью (Vj|), а также скоростью убегания, ухода, освобождения, ускользания или критической скоростью. У поверхности Земли Ум = 11,2 км/с.

Рис. 187 дает пример зависимости формы и расположения орбиты одного тела вокруг другого, принимаемого за неподвижное, от различия в величине (а) или

–  –  –

направления (б) скорости в точке А. Так, например, если на расстоянии 1 а. е.

от Солнца тело имеет скорость меньше 42 к м / с, то орбита будет эллиптической, больше 42 к м / с — гиперболической. Скорость 42 к м / с называется параболической (для этого расстояния), а в космонавтике — третьей космической.

Вычисление движения двух тел представляет относительно простую задачу.

Пусть теперь даны массы, взаимные расстояния и скорости т р е х т е л в некоторый момент и требуется вычислить их расстояния и скорости в последующие (или предыдущие) моменты времени. Эта « з а д а ч а т р е х т е л » исключительно сложна. Общего решения ее, годного для практического применения, до сих пор еще не найдено.

Только в некоторых частных случаях, например, когда тела движутся в одной плоскости и массой одного из них можно пренебречь по сравнению с массами двух других, получено точное решение задачи. Оно связано с так называемыми точками либрации, известными со времен Лапласа (1772 г.). Точки (или центры) либрации L \, Ь 2 и называются прямолинейными или, иначе, коллинеарными, так как они расположены на прямой, соединяющей центральное тело и его спутник. Положения этих точек либрации зависят от отношения масс двух тел. «Треугольные» или, иначе, тригональные

Солнце (С) — Ю п и т е р ( Ю ) Земля (3) — Л у н а (Л)

или эквилатеральные точки либрации Ь4 и Ls находятся в вершинах равносторонних треугольников (см. рис.57, а также рис. 188). Табл.XXVII дает относительные расстояния всех точек либрации для систем (рис. 188) Солнце—Юпитер (две группы «троянцев» располагаются близ L4 и Ь$) и Земля—Луна (см. § 1.3 о пылевых спутниках Земли близ точек L 4 и L$).

–  –  –

Задача еще более усложняется, когда мы имеем дело с четырьмя и более телами, как, например, со всей Солнечной системой, состоящей из тысячи тел.

Вычисление орбит и эфемерид тел Солнечной системы чрезвычайно облегчается тем, что масса Солнца примерно в 750 раз больше, чем общая масса всех остальных тел Солнечной системы, а масса даже самой большой планеты — Юпитер а — в 1047 раз меньше солнечной. Это позволяет, вычислив приближенную орбиту какого-либо светила в рамках задачи двух тел (невозмущенное движение), в дальнейшем учесть сравнительно незначительные возмущения этой орбиты притяжением других членов системы (в первую очередь Юпитера и Сатурна) и определить орбиту и движение (возмущенное движение) тела с желаемой степенью точности.

Теоретической астрономией подробно разработаны методы вычисления элементов орбит планет и предвычисления эфемерид по данным наблюдений. Последние десятилетия учет возмущений, вычисление орбит и эфемерид проводятся на ЭВМ.

3.5.1. Элементы планетных и кометных орбит Положение планеты или кометы в пространстве может быть определено с помощью шести элементов ее орбиты, из которых пять элементов геометрические и один динамический. Эти элементы следующие (рис. 189): наклон орбиты г — угол между плоскостью орбиты планеты и плоскостью эклиптики (иначе, плоскостью земной орбиты), гелиоцентрическая долгота восходящего узла орбиты \ расстояние перигелия от узла ш, большая полуось а, эксцентриситет е, средняя аномалия Mg в эпоху о и л и момент прохождения через перигелий Го. Средняя аномалия — вспомогательная величина, в каждый данный момент равная дуге, которую описала бы планета после своего прохождения через перигелий, если бы она равномерно двигалась по круговой орбите, имеющей диаметр 2а (вспомогательная кеплерова окружность), завершая полный оборот за период Р обращения планеты (выраженный в средних солнечных сутках)-.

Если 71° = 3 6 0 ° / Р назовем средним суточным движением планеты, Го — моментом прохождения перигелия, то в момент t средняя аномалия М будет М = n(t-To).

Линейная скорость движения планеты по орбите вычисляется для момента по формуле (80) где р. = G(DJte + 9ЛПлан), a G — гравитационная постоянная.

Восходящий узел соответствует той точке пересечения орбиты с плоскостью эклиптики, в которой планета переходит из полусферы, содержащей ю ж н ы й полюс эклиптики, в полусферу, содержащую ее северный полюс. При изучении движения И С З за основную плоскость принимается плоскость земного экватора и, соответственно, долгота считается вдоль небесного экватора.

270 Г л а в а 3. Краткие сведения из общей астрономии Период обращения (в годах) получим из третьего закона Кеплера: Р = у/а?, если а выражено в астрономических единицах.

Наклон г считается от 0° до 180°. Углам г, большим 90°, соответствует обратное движение по орбите 1 3 '. Расстояние перигелия от узла ш определяет ориентацию орбиты в ее плоскости — это угол между линией узлов и большой осью орбиты; он отсчитывается вдоль орбиты, в направлении движения планеты.

Иногда указывают долготу перигелия ш = f l + Угол ш, следовательно, измеряется в двух плоскостях: в плоскости эклиптики от Т до 2 и потом в плоскости орбиты планеты от 1 Д° П. В 1916 г. А.Эйнштейн указал, что одним из следствий теории относительности должны быть вековые перемещения перигелиев планетных орбит в направлении их орбитального движения, равные

–  –  –

где с — скорость света. Для Меркурия Эйнштейн предсказал смещение +43,03" в столетие, что совпало с величиной необъяснимого смещения, обнаруженного из анализа многолетних наблюдений (42,84" ± 0,41"). Аналогичное смещение для Венеры должно быть +8,7", для Земли +3,8", для Марса +1,35" в столетие 14 '.

Форма орбиты определяется эксцентриситетом е = с/а, где с — расстояние от центра эллипса до его фокуса. При эксцентриситетах, близких к нулю, форма орбиты близка к окружности; при больших эксцентриситетах орбита имеет вид весьма вытянутого эллипса. Иногда для удобства некоторых вычислений указывают так называемый угол эксцентриситета ip, связанный с е соотношением

–  –  –

наименьшее (в перигелии) q = гр = о(1 - е).

Так как орбиты комет обычно очень вытянуты и имеют очень большие а, то в первом приближении их принимают за параболы, т.е. полагают е = 1, а = оо.

Новым линейным элементом принимают перигелийное расстояние q. Это упрощает задачу определения элементов орбиты.

Когда элементы орбиты известны, можно решить обратную задачу: предвычислить положения светила на небе (т.е. координаты а и 5) и расстояние от Земли р для ряда моментов времени, т. е. вычислить так называемую эфемериду. Эфемериды больших и малых планет и их спутников, Луны, а также Солнца, данные о затмениях и других астрономических явлениях составляют основное содержание астрономических ежегодников и календарей.

–  –  –

§3.6. Спектральный анализ Основы спектрального анализа были заложены в середине XIX в. Было замечено, что свет, излучаемый раскаленными парами и газами, будучи разложен трехгранной стеклянной призмой, дает систему отдельных узких светлых линий, так называемых линии излучения, или эмиссионных линий, в то время как спектр раскаленных твердых и жидких тел, а также газов при большом давлении имеет вид непрерывной радужной полосы, в которой один цвет незаметно переходит в другой.

Условно разделяют воспринимаемую глазом область спектра на следующие семь цветов («цвета радуги»): красный (А от 770 до 620 нм), оранжевый (620-585 нм), желтый (585-570 нм), зеленый (570-510 нм), голубой (510-480 нм), синий (480-450 нм) и фиолетовый (450-380 нм). За этими пределами находятся инфракрасная (длина волны от 770 до 300000 нм) и ультрафиолетовая (длина волны от 360 до 20 нм) части спектра. Еще дальше лежит область рентгеновского излучения (от 200 А до 0,05 А)

–  –  –

и гамма-лучей (от 0,05 А, до 0,006 А ). За инфракрасной областью лежит область радиоизлучения (от 0,3 мм до 30 км). Таким образом, воспринимаемая глазом область спектра — всего лишь узкая полоска в спектре электромагнитных волн — «оптическое окно» для видимого света (рис. 190). Еще одно «окно» расположено в радиодиапазоне (от 10 м до 1 см). Его границы определяются поглощением в земной атмосфере.

Свет раскаленного твердого или жидкого тела, пройдя сквозь облако паров какого-нибудь химического элемента или сквозь газ, дает спектр, прерываемый тонкими темными линиями (линиями поглощения) как раз в тех местах, где находятся линии излучения этого пара или газа. В соответствии с этим различают три типа спектров: непрерывный спектр, спектр излучения (эмиссионный, или линейчатый спектр) и спектр поглощения.

272 Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

Рис. 191. Солнечный спектр с фраунгоферовыми линиями

Спектры различных элементов отличаются друг от друга расположением линий в спектре и их интенсивностью. Астрономы воспользовались этим для изучения химического состава атмосфер небесных тел. Наиболее заметные линии поглощения солнечного спектра еще в начале XIX в. изучил и описал Фраунгофер; эти линии получили название фраунгоферовых (рис. 191). В табл.62 приведены длины волн и интенсивности основных фраунгоферовых линий солнечного спектра. Среди них выделяются линии водорода серии Бальмера: красная — Н а — 6563 А, голубая — Hp — 4861 А, фиолетовые — Н 7 — 4340 А и - 4102 А. Линии этой серии соответствуют переходам электронов на первый возбужденный энергетический уровень (рис. 192); линии серии Лаймана — переходам на основной уровень, соответствующий минимальной энергии атома (эти линии находятся в ультрафиолетовой части спектра); серия Пашена и серия Брэкета (переходы на второй и третий возбужденные уровни с более высоких) — в инфракрасной части спектра. Основной уровень состоит из двух очень близких подуровней. Переход с верхнего из них на нижний дает радиолинию с длиной волны 21 см.

Для изучения спектров астрономы пользуются главным образом спектрографами — приборами, позволяющими фотографировать спектры небесных тел. Спектр Солнца, как и спектры звезд, является спектром поглощения В нем известно уже более 26000 линий поглощения. Наиболее полным в настоящее время является «Фотометрический атлас солнечного спектра» Миннарта, Мульдерса и Хаутгаста, изданный в Нидерландах в 1940 г. Он охватывает солнечный спектр от 3332 до 8771 А, причем общая длина регистрограмм достигает 100 м! Масштаб атласа 2 с м / А.

–  –  –

Р и с. 1 9 2. Линии водорода: серии Бальмера, Лаймана, Пашена, Брэкета и Пфунда В 1951 г. на обсерватории Мак-Мае составлен фотометрический атлас инфракрасного спектра Солнца от 8465 до 25 242 А. Издан Мичиганским университетом (США).

Спектры Луны и планет похожи на спектр Солнца, так как эти тела светят отраженным солнечным светом; сообразно с цветом поверхности планеты меняется лишь кривая распределения энергии в спектре. Кроме того, в спектрах некоторых планет можно видеть новые темные линии, возникшие вследствие поглощения в их атмосферах.

3.6.1. Определение температуры Изучение спектров Солнца и звезд дает нам возможность узнать не только состав их атмосфер, но определить физические условия и температуру их поверхности. Для решения этой последней задачи применяются следующие основные методы.

1. Изучение распределения энергии вдоль спектра. При этом предполагается, что звезды излучают энергию как абсолютно черные тела (п. 1.10.4), т.е. удовлетворяют закону Планка:

–  –  –

чувствительности человеческого зрения. Диапазоны: А — инфракрасный, В — оптический, С — ультрафиолетовый. Штрихованная линия соединяет максимумы в спектрах абсолютно черного тела, демонстрируя закон смещения Вина

–  –  –

Если А т а х выразить в микрометрах, то температура получится в тысячах Кельвинов.

3. Определение полного потока излучения, приходящего в единицу времени от тела, размеры и расстояние которого известны, и применение к этому потоку з а к о н а С т е ф а н а — Б о л ь ц м а н а (справедливого для абсолютно черного тела):

–  –  –

4. Детальное изучение спектра включает измерение интенсивности линий и применение теории ионизации. В этой теории устанавливается связь температуры с ионизацией атомов различных элементов. Полученная этим методом температура звезды называется ионизационной.

3.6.2. Лучевые скорости С помощью спектрографа или объективной призмы можно получить спектрограмму или спектральный снимок участка неба и по ним определить скорость движения интересующего нас небесного тела вдоль луча зрения (У г ). Вследствие эффекта Доплера все линии в спектре небесного тела, движущегося от нас или к нам, смещаются соответственно к красному или фиолетовому концу спектра. При Vr -С с смещение линий ДА, выраженное в тех же единицах, в которых измеряются длины световых волн А, связано простым соотношением с лучевой скоростью светила:

, X Vr = С —, (87) где с — скорость света. Например, смещение в I A для линии Я 7 (4340,66 А) соответствует лучевой скорости в 69,07 к м / с.

Лучевая скорость светила является одной из двух составляющих (компонентов) его полной пространственной скорости относительно наблюдателя. Другим компонентом является собственное движение светила р., измеряемое в секундах дуги в год (п. 1.10.9).

Изучение собственных движений и лучевых скоростей звезд дало возможность обнаружить движение Солнца в пространстве и определить его скорость, обнаружить систематические движения групп звезд и исследовать вращение Галактики. Полезно запомнить, что скорость в I к м / с соответствует перемещению на 1 пк в 106 лет. Исследованием лучевых скоростей различных частей колец Сатурна А. А. Белопольский Глава 3. Краткие сведения 276 из общей астрономии подтвердил метеоритное строение колец; изучение смещении линий западного и восточного краев Солнца дало еще одну возможность определить скорость вращения Солнца.

Движение Земли вокруг Солнца вызывает периодическое смещение линий в спектре звезд с максимальной (если звезда лежит в плоскости эклиптики) амплитудой ±30 км/с. Колебания Vr обнаружены у многих двойных звезд.

В настоящее время лучевые скорости я р к и х небесных светил определяются с максимальной точностью до ±0,12 км/с. Поэтому при анализе смещений линий в спектре приходится учитывать не только влияние движения Земли по орбите, но и влияние вращения земного шара, движения Земли вокруг барицентра и даже влияние планет.



Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 16 |


Похожие работы:

«Труды ИСА РАН 2005. Т. 13 Теория, методы и алгоритмы диагностики старения В. Н. Крутько, В. И. Донцов, Т. М. Смирнова Достижения современной геронтологии позволяют ставить на повестку дня вопрос о практической реализации задачи управления процессами старения, задачи радикального увеличения периода активной, полноценной, трудоспособной жизни человека, соответственно сокращая относительную долю лет старческой немощности. Одной из центральных проблем здесь является разработка точных количественных...»

«200 ЛЕТ АСТРОНОМИИ В ХАРЬКОВСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ Под редакцией проф. Ю. Г. Шкуратова БИБЛИОГРАФИЯ РАБОТ ЗА 200 ЛЕТ Харьков – 2008 СОДЕРЖАНИЕ ПРЕДИСЛОВИЕ РЕДАКТОРА 1. ИСТОРИЯ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И КАФЕДРЫ АСТРОНОМИИ.1.1. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1808 по 1842 год. Г. В. Левицкий 1.2. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1843 по 1879 год. Г. В. Левицкий 1.3. Кафедра астрономии. Н. Н. Евдокимов 1.4. Современный...»

«1. Цели и задачи освоения дисциплины Цели: Цели освоения дисциплины «Современные проблемы оптики» состоят в формировании у аспирантов углубленных теоретических знаний в области оптики, представлений о современных актуальных проблемах и методах их решения в области современной оптики, а также умения самостоятельно ставить научные проблемы и находить нестандартные методы их решения.Задачи: 1. Углубленное изучение теоретических вопросов физической оптики в соответствии с требованиями ФГОС ВО...»

«Б.Б. Серапинас ГЕОДЕЗИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ КАРТ Астрономические координаты Лекция 2 ГЕОДЕЗИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ КАРТ ОПРЕДЕЛЕНИЯ КООРДИНАТ И ВРЕМЕНИ МЕТОДАМИ ГЕОДЕЗИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ Астрономические координаты. Астрономические координаты определяются относительно отвесной линии и оси вращения Земли без знания ее фигуры (см. Лекция 1). Это астрономические широта, долгота и азимут. Ознакомимся с принципами их определения [4]. Небесная сфера, ее главные линии и точки. В геодезической астрономии важным...»

«КАЗАНСКИЙ (ПРИВОЛЖСКИЙ) ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИНСТИТУТ ФИЗИКИ КАФЕДРА РАДИОАСТРОНОМИИ Галицкая Е.О., Стенин Ю.М., Корчагин Г.Е. ЛАБОРАТОРНЫЕ РАБОТЫ ПО РАСПРОСТРАНЕНИЮ РАДИОВОЛН И АНТЕННАМ Казань 2014 УДК 621.396.075 Принято на заседании кафедры радиоастрономии КФУ Протокол № 17 от 27 июня 2014 года Рецензент: доцент кафедры радиофизики КФУ кандидат физико-математических наук Латыпов Р. Р. Галицкая Е.О., Стенин Ю.М., Корчагин Г.Е. Лабораторные работы по распространению радиоволн и антеннам. –...»

«Бюллетень новых поступлений в библиотеку за 2 квартал 2015 года Физико-математические науки Перельман, Яков Исидорович. 1 экз. Занимательная астрономия. М. : ТЕРРА-TERRA : Книжный Клуб Книговек, 2015. 286, [2] c. : ил. ISBN 978-5-4224-0932-7 : 150.00. Перельман, Яков Исидорович. 1 экз. Занимательная геометрия. М. : ТЕРРА-TERRA : Книжный Клуб Книговек, 2015. 382, [2] c. : ил. ISBN 978-5-275-0930-3 : 170.00. Перельман, Яков Исидорович. 1 экз. Занимательные задачи и опыты. М. : ТЕРРА-TERRA :...»

«АВТОБИОГРАФИЯ Я, Чхетиани Отто Гурамович, родился в 1962 году в г.Тбилиси, где и закончил физико-математическую школу им.И.Н.Векуа №42. В 1980 г. поступил на отделение астрономии физического факультета МГУ им. М.В.Ломоносова, которое и закончил выпускником кафедры астрофизики в 1986 году. Курсовую работу, посвящённую влиянию аккреции на эволюцию вращающихся компактных объектов, выполнял под руководством Б.В.Комберга (ИКИ АН СССР). В дипломе, выполненном под руководством С.И.Блинникова (ИТЭФ),...»

«Труды ИСА РАН 2007. Т. 31 Задача неуничтожимости цивилизации в катастрофически нестабильной среде А. А. Кононов Количество открытий в астрономии, сделанных за последние десятилетия, сопоставимо со всеми открытиями, сделанными в этой области за всю предыдущую историю цивилизации. Многие из этих открытий стали так же открытиями новых угроз и рисков существования человечества в Космосе. На сегодняшний день можно сделать вывод о том, что наша цивилизация существует и развивается в катастрофически...»

«РУССКОЕ ФИЗИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО РОССИЙСКАЯ АСТРОНОМИЯ (часть вторая) АНДРЕЙ АЛИЕВ Учение Махатм “Существует семь объективных и семь субъективных сфер – миры причин и следствий”.Субъективные сферы по нисходящей: сферы 1 вселенные; сферы 2 без названия; сферы 3 -без названия; сферы 4 – галактики; сферы 5 созвездия; сферы 6 – сферы звёзд; сферы 7 – сферы планет. МОСКВА «ОБЩЕСТВЕННАЯ ПОЛЬЗА» Российская Астрономия часть вторая Звёзды не обращаются вокруг центра Галактики, звёзды обращаются вокруг...»

«АСТ РО Н ОМ И Ч Е СКО Е О Б Щ Е СТ ВО Космические факторы эволюции биосферы и геосферы Междисциплинарный коллоквиум МОСКВА 21–23 мая 2014 года СБОРНИК СТАТЕЙ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на коллоквиуме, состоявшемся 21–23 мая 2014 года в помещении Государственного астрономического института имени П.К. Штернберга. Тематика докладов посвящена рассмотрению основных этапов эволюции Солнца и звезд, а также влиянию Солнца на процессы на Земле. Оргкомитет коллоквиума:...»

«ISSN 0371–679 Московский ордена Ленина, ордена Октябрьской революции и ордена Трудового Красного Знамени Государственный университет им. М.В. Ломоносова ТРУДЫ ГОСУДАРСТВЕННОГО АСТРОНОМИЧЕСКОГО ИНСТИТУТА им. П.К. ШТЕРНБЕРГА ТОМ LXXVIII ТЕЗИСЫ ДОКЛАДОВ Восьмого съезда Астрономического Общества и Международного симпозиума АСТРОНОМИЯ – 2005: СОСТОЯНИЕ И ПЕРСПЕКТИВЫ РАЗВИТИЯ К 250–летию Московского Государственного университета им. М.В. Ломоносова (1755–2005) Москва УДК 5 Труды Государственного...»

«Гленн Муллин ПРАКТИКА КАЛАЧАКРЫ В. С. Дылыкова-Парфионович КАЛАЧАКРА, ПРОСТРАНСТВО И ВРЕМЯ В ТИБЕТСКОМ БУДДИЗМЕ Ю. Н. Рерих К ИЗУЧЕНИЮ КАЛАЧАКРЫ Беловодье, Москва, 2002г. Перед вами первое издание в России, представляющее одну из самых сокровенных и значительных тантрических практик тибетского буддизма — практику Калачакры. Учение Калачакры, включающее в себя многочисленные аспекты буддийской философии, метафизики, астрономии, астрологии, медицины и психоэнергетики человека, является одним из...»

«Chaos and Correlation International Journal, March 26, 2009 Астросоциотипология Astrosociotypology Луценко Евгений Вениаминович Lutsenko Evgeny Veniaminovich д. э. н., к. т. н., профессор Dr. Sci. Econ., Cand. Tech. Sci., professor Кубанский государственный аграрный Kuban State Agrarian University, Krasnodar, университет, Краснодар, Россия Russia Трунев А.П. – к. ф.-м. н., Ph.D. Alexander Trunev, Ph.D. Директор, A&E Trounev IT Consulting, Торонто, Канада Director, A&E Trounev IT Consulting,...»

«200 ЛЕТ АСТРОНОМИИ В ХАРЬКОВСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ Под редакцией проф. Ю. Г. Шкуратова ГЛАВА 2 НАУЧНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ХАРЬКОВСКИХ АСТРОНОМОВ Харьков – 2008 СОДЕРЖАНИЕ ПРЕДИСЛОВИЕ РЕДАКТОРА 1. ИСТОРИЯ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И КАФЕДРЫ АСТРОНОМИИ. 1.1. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1808 по 1842 год. Г. В. Левицкий 1.2. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1843 по 1879 год. Г. В. Левицкий 1.3. Кафедра астрономии. Н. Н. Евдокимов...»

«Фе дера льное гос ударс твенное бюджетное учреж дение науки ИнстИтут космИческИх ИсследованИй РоссИйской академИИ наук (ИКИ РАН) ВАсИлИй ИВАНоВИч Мороз Победы и Поражения Рассказы дРузей, коллег, учеников и его самого МосКВА УДК 52(024) ISBN 978-5-00015-001ББК В 60д В Василий Иванович Мороз. Победы и поражения. Рассказы друзей, коллег, учеников и его самого Книга посвящена известному учёному, выдающемуся исследователю планет наземными и  космическими средствами, основоположнику отечественной...»

«МЕЖДУНАРОДНАЯ АКАДЕМИЯ УПРАВЛЕНИЯ, ПРАВА, ФИНАНСОВ И БИЗНЕСА. КАФЕДРА: ЕСТЕСТВЕННО НАУЧНЫХ ДИСЦИПЛИН Н. К. ЖАКЫПБАЕВА, А. А. АБДЫРАМАНОВА АСТРОНОМИЯ Для студентов учебных заведений Среднего профессионального образования Бишкек 201 ББК-22.3 Ж-2 Печатается по решению Методического совета Международной Академии Управления, Права, Финансов и Бизнеса. Рецензент: Орозмаматов С. Т. Зав. каф. Физики КНАУ кандидат физмат наук доцент. Жакыпбаева Н. К. Абдыраманова А. А. Ж. 22 Астрономия – для студентов...»

«? РАБОТЫ К.Э.ЦИОЛКОВСКОГО ПО МЕЖПЛАНЕТНЫМ СООБЩЕНИЯМ Вне Земли Библиотека сайта ЗНАНИЯСИЛА Оглавление 1. Замок в Гималаях 2. Восторг открытия 3. Обсуждение проекта 4. Еще о замке и его обитателях 5. Продолжение беседы о ракете 6. Первая лекция Ньютона 7. Вторая лекция 8. Два опыта с ракетой в пределах атмосферы 9. Снова астрономическая лекция 10. Приготовление к полету кругом Земли 11. Вечная весна. Сложная ракета. Сборы и запасы 12. Отношение внешнего мира. Местонахождение ракеты 13. Проводы....»

«Гамма-астрономия сверхвысоких энергий: Российско-Германская обсерватория Tunka-HiSCORE Германия Россия Гамбургский университет(Гамбург) МГУ НИИЯФ( Москва) ДЭЗИ ( Берлин-Цойтен) НИИПФ ИГУ (Иркутск) ИЯИ РАН (Москва) ИЗМИРАН (Троицк) ОИЯИ НИИЯФ (Дубна) НИЯУ МИФИ (Москва) Абстракт Предлагается проект черенковской гамма-обсерватории, нацеленной на решение ряда фундаментальных задач гамма-астрономии высоких энергий, физики космических лучей высоких энергий, физики взаимодействий частиц и поиска...»

«А. А. Опарин Древние города и Библейская археология Монография Предисловие Девятнадцатый век — время великих открытий в области физики, химии, астрономии, стал известен еще как век атеизма. Головокружительные изобретения взбудоражили умы людей, посчитавших, что они могут жить без Бога, а затем и вовсе отвергнувших Его. Становилось модным подвергать критике Библию и смеяться над ней, называя Священное Писание вымыслом или восточными сказками. И в это самое время сбылись слова, сказанные Господом...»

«СПИСОК ИЗДАНИЙ ИЗ ФОНДОВ РГБ, ПРЕДНАЗНАЧЕННЫХ К ОЦИФРОВКЕ В ОКТЯБРЕ 2015 Г. Содержание СПИСОК ИЗДАНИЙ ИЗ ФОНДОВ РГБ, ПРЕДНАЗНАЧЕННЫХ К ОЦИФРОВКЕ В ОКТЯБРЕ 2015 Г. Общенаучное и междисциплинарное знание Ежегодник « Системные исследования» Естественные науки Физико-математические науки Математика Астрономия Химические науки Науки о Земле Серия «Открытие Земли». Биологические науки Техника. Технические науки Техника и технические нау ки (в целом) Радиоэлектроника Машиностроение Приборостроение...»







 
2016 www.nauka.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.