2015-04-30
5532
7. Определить с точностью до 1 минуты момент верхней кульминации Солнца по звёздному, истинному солнечному, среднему местному, поясному времени в Берлине 2 ноября. (l = 13°25’).
В данном случае удобнее начать с истинного солнечного времени Тс. Т. к. Солнце в верхней кульминации, то по истинному солнечному времени будет полдень, т.е. Тс = 12h. Среднее солнечное время отличается от истинного солнечного на поправку «уравнение времени» (h = Тm - Тс), которая содержится в эфемеридах Солнца в астрономическом календаре-ежегоднике: h0(2) = - 16m . Поэтому Тm = Тс + h = 12h 00m – 16m = 11h 44m. Поясное время Тп связано с местным средним солнечным Тm соотношением: Тm - Тп = lh - nh, где lh - географическая долгота пункта, выраженная в часовой мере, а nh – номер часового пояса в часах. Откуда Тп = Тm - lh + nh. Но прежде необходимо перевести в часовую меру lh, воспользовавшись таблицей перевода (АК, постоянная часть) или соотношениями: 1h = 15°, 1m = 15’, 1m = 15’’. Итак, lh = 0h 53m 40s . А поясное время Тп = 11h 44m - 0h 53m 40s + 1h = 11h 50m 20s. Звездное время S = aс + tс, где aс – прямое восхождение Солнца, содержится в эфемеридах Солнца в астрономическом календаре-ежегоднике: aс = 14h 30m. А часовой угол Солнца в верхней кульминации tс = 0h. Поэтому звездное время S = aс = 14h 30m.
|
|
|
8. В момент верхней кульминации звезды Ригель (a = 5h13m) в некотором географическом пункте часы, идущие точно по звёздному гринвичскому времени, показывают 15h9m. Определить долготу данного пункта.
Звездное время на данном меридиане можно найти по координатам звезды: S = a + t. Звезда Ригель находится в верхней кульминации, значит ее часовой угол t = 0. Следовательно, в данном пункте S1 = aс = 5h13m. А по звёздному гринвичскому времени в этот момент S0 = 15h9m. Ноизвестно, что S0 - S1 = l0 - l1, поэтому l1 = l0 - S0 + S1 . Для Гринвича l0 = 0. Следовательно, l1 = 0 - 15h9m + 5h13m = - 9h56m. (Минус показывает, что отсчет долготы происходит к западу от гринвичского меридиана). Долготу можно записать и положительной, но для этого нужно добавить 24h. Т. е., 24h - 9h56m = 14h4m и отсчет долготы происходит к западу от гринвичского меридиана.
Лабораторная работа № 4
Видимое годовое движение Солнца и его следствия.
Цель работы:
Изучение закономерностей, связанных с обращением земли вокруг Солнца.
Оборудование:
Модель небесной сферы, малый звёздный атлас, подвижная карта звёздного неба, Астрономический календарь - ежегодник.
Вопросы к допуску:
1. Понятие эклиптики.
2. Наклон эклиптики к экватору и его объяснение.
3. Точки равноденствий и солнцестояний.
4. Связь между видимым движением Солнца на разных широтах и границами тепловых поясов на Земле.
Основные теоретические сведения:
Земля обращается вокруг Солнца в плоскости, которую называют плоскостью земной орбиты, и поэтому видимое годовое движение Солнца происходит в этой же самой плоскости, которая пересекает небесную сферу по большому кругу, называемому эклиптикой. Таким образом, плоскость эклиптики и плоскость небесной орбиты идентичны.
|
|
|
В любой момент времени Солнце видно с Земли, проектирующимся в некоторую точку небесной сферы. Эклиптика и небесный экватор пересекаются под определённым углом e в двух диаметрально противоположных точках, называемых точками равноденствий. Эти точки носят такое название, потому что, когда в них находится Солнце, день равен ночи. Угол e называется наклонением эклиптики к экватору. По наклонению можно вычислить угол наклона земной оси к плоскости земной орбиты.
Наклонение экватора к эклиптике можно определить по формуле:
z = j - d,
справедливой для момента верхней кульминации.
Z - зенитное расстояние Солнца, j - широта места наблюдения, d - склонение Солнца. В день летнего солнцестояния e равно склонению Солнца. В этот момент его зенитное расстояние будет минимальным. В день зимнего солнцестояния зенитное расстояние Солнца будет максимально.
Учитывая, что на всех географических широтах j северного полушария Земли, удовлетворяющих условию 900 > j > e, Солнце всегда кульминирует к югу от зенита, можно написать:
e = dmax = j - zmin
Экваториальные координаты Солнца a и d содержатся в астрономических календарях - ежегодниках.
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Видимое движение Солнца легко уяснить на модели небесной сферы. Нужно помнить, что Солнце всегда находится на эклиптике. В дни весеннего и осеннего равноденствий продолжительность пребывания Солнца над горизонтом и под горизонтом одинакова и равна 12 часам. Отсюда происходит название этих точек. При нахождении Солнца около точки летнего солнцестояния высота его над горизонтом в полдень будет максимальной в это время в северных широтах самый длинный день и самая короткая ночь.
Вблизи дня зимнего солнцестояния высота Солнца над горизонтом минимальна, день самый короткий в году, а ночь самая длинная.
На иных географических широтах земного шара продолжительность дня и ночи разная. На экваторе день всегда равен ночи и это соотношение не меняется в течение года. На полюсах бывает долгая полярная ночь, когда Солнце не поднимается над горизонтом в течение месяцев и полярный день, когда Солнце не заходит.
Моменты восхода и захода Солнца, а также азимуты точек восхода и захода его зависят от географической широты места наблюдения. Поставив небесную сферу на разные широты, можно проследить зависимость видимого годового движения Солнца от широты места.
Точные значения моментов восхода, захода, а также азимуты этих точек вычисляются по соответствующим формулам сферической астрономии. В Астрономическом календаре-ежегоднике приведены значения этих величин для места с географической долготой l = 0h0m0s и географической широтой j =5600’0”.
Моменты даны по гринвичскому (всемирному) времени. Приближённые значения тех же величин для определения географической широты могут быть найдены по подвижной карте звёздного неба и помогают уяснить закономерность и причину их изменения на протяжении года.
На картах звёздных атласов основные точки эклиптики ничем не обозначены, но легко отождествляются по их экваториальным координатам.
В зависимости от положения Солнца на эклиптике условия видимости созвездий на протяжении года непрерывно изменяются, и одно и то же созвездие в разные времена года видно в различное время суток. Условия видимости зодиакальных созвездий лучше всего могут быть выяснены по подвижной карте звёздного неба, причём необходимо помнить, что звёзды, расположенные в пределах около 150 к востоку и западу от Солнца, недоступны наблюдениям, так как тёмное время суток наступает не сразу после захода Солнца.
|
|
|
Границы тепловых поясов на Земле проведены по астрономическим признакам. В жарком поясе, границы которого простираются по обе стороны экватора (от j = +23026’ до j = - 23026’), Солнце всегда восходящее и заходящее светило и два раза в году (на тропиках один раз) в полдень бывает в зените тех местностей, географическая широта j которых равна его склонению d в данных день (j = d).
Так как склонение Солнца не бывает больше e = 23026’, то и границы жаркого пояса, называемые тропиками, расположены на географических параллелях с такой же широтой.
В умеренных поясах, лежащих между тропиками и полярными кругами (от j = ±23026’ до j = ± 66034’), Солнце каждый день восходит и заходит, но никогда не бывает в зените. Полярных дней и ночей здесь не бывает. Полгода продолжительность дня здесь больше продолжительности ночи, а полгода - наоборот. Полуденная высота Солнца всегда меньше 900 (кроме тропиков) и больше 00 (кроме полярных кругов).
В холодных поясах (от j = ±66037’ до j = ± 900), Солнце может быть незаходящим и не восходящим светилом. Полярный день и полярная ночь могут длиться от 24 часов до полугода.
Для получения зачёта необходимо:
1. Уметь продемонстрировать на небесной сфере видимое движение Солнца на различных широтах.
2. Пользуясь подвижной картой, уметь определить местонахождение Солнца в разное время года.
3. Представить преподавателю оформленные необходимые чертежи и расчёты.
