Trabajo práctico No. 1 Observaciones de otoño por la tarde.
Observación de constelaciones y estrellas brillantes. Encuentra en el cielo las siete estrellas más brillantes del "cubo" de la Osa Mayor y dibújalas. Da los nombres de estas estrellas. ¿Qué es esta constelación para nuestras latitudes? ¿Qué estrella es una estrella doble física? (indicar el brillo, color y temperatura de los componentes de la estrella)
Bosquejo. Indicar dónde se encuentra la Estrella Polar y cuáles son sus características: brillo, color, temperatura
Describa (brevemente) cómo puede navegar por el terreno usando la estrella polar (en la Fig. 1.3)
Dibuje dos constelaciones más del cielo de otoño (cualquiera), fírmelas, marque todas las estrellas en ellas, indique los nombres de las estrellas más brillantes
Dibuje y firme la constelación Ursa Minor, la Estrella del Norte y la dirección hacia ella (hay un error tipográfico en la figura: Orión)
El estudio de las diferencias en el brillo aparente y el color de las estrellas. Completa la tabla: marca el color de las estrellas indicadas
| Constelación | ||||
| Betelgeuse | ||||
| Aldebarán | ||||
Completa la tabla: indica el brillo aparente de las estrellas
| Constelación | Magnitud |
|
Completa la tabla: indica las magnitudes de las estrellas de la Osa Mayor
| Magnitud |
|
| δ (Megretos) | |
| ℰ (Aliot) | |
| η (Benetnash) |
Saca conclusiones explicando las razones de las diferencias en el color, el brillo y la intensidad del centelleo de las diferentes estrellas.
El estudio de la rotación diaria del cielo. Indicar la posición inicial y final de las estrellas de la Osa Mayor durante la rotación diaria de la esfera celeste alrededor del Polo Norte del Mundo
| cielo occidental | cielo del este |
| Hora de inicio de la observación | |
| Hora de finalización de la observación | |
| estrellas observadas | |
| Dirección de rotación del cielo. |
Sacar conclusiones dando una explicación del fenómeno observado.
La rotación diaria de la esfera celeste te permite determinar el tiempo. Imaginemos mentalmente una esfera gigante centrada en la Estrella Polar y el número "6" en la parte inferior (sobre el punto norte). La manecilla de la hora en un reloj de este tipo pasa desde la Estrella del Norte a través de las dos estrellas extremas del cubo B. Medveditsa. Girando a una velocidad de 15 0 por hora, la flecha da una vuelta completa alrededor del polo celeste en un día. Una hora celeste equivale a dos horas ordinarias.
___________________________________
línea del horizonte matemático
Para determinar el tiempo es necesario:
determine el número del mes de observación desde el comienzo del año con décimas de mes (tres días forman una décima de mes)
sume el número resultante con las lecturas de la flecha celeste y doble
restar el resultado del número 55.3
Ejemplo: el 18 de septiembre corresponde al mes número 9.6; sea el tiempo según el reloj sideral 7, entonces (55.3-(9.6+7) 2)=22.1 i.e. 22h 6min
Determinación de la latitud geográfica aproximada del sitio de observación utilizando la Estrella Polar. Usando un altímetro que consiste en un transportador con una plomada, determine la altura h de la Estrella Polar
Dado que la Estrella Polar está a 1 0 del polo celeste, entonces:
Sacar conclusiones: justificar la posibilidad de determinar la latitud geográfica del área en la forma considerada. Compare sus resultados con los datos del mapa geográfico.
Observación planetaria. De acuerdo con el calendario astronómico en la fecha de observación, determine las coordenadas de los planetas actualmente visibles. Usando un mapa en movimiento del cielo estrellado, determine el lado del horizonte y las constelaciones en las que se encuentran los objetos.
| Coordenadas: | Lado del horizonte | Constelación |
|
| Mercurio | |||
Hacer bocetos de los planetas.
| Bosquejo | Características observadas |
|
Sacar conclusiones:
cómo los planetas difieren de las estrellas cuando se observan
lo que determina las condiciones para la visibilidad del planeta en una fecha y hora determinadas
GBPOU Facultad de Industria de Servicios No. 3
Moscú
para trabajos prácticos en astronomía
Profesor: Shnyreva L.N.
Moscú
2016
Planificación y organización de trabajos prácticos.
Como saben, al realizar observaciones y trabajos prácticos, surgen serias dificultades no solo por la falta de desarrollo de la metodología para su implementación, la falta de equipo, sino también por el presupuesto de tiempo demasiado ajustado que tiene el maestro para completar el programa.
Por lo tanto, para realizar un cierto mínimo de trabajo, deben planificarse previamente, es decir. determine la lista de obras, describa los plazos aproximados para su implementación, determine qué equipo se requiere para esto. Dado que todos ellos no se pueden realizar de forma frontal, es necesario determinar la naturaleza de cada trabajo, si será una lección grupal bajo la guía de un maestro, si se trata de una observación independiente o si se trata de una tarea para un vínculo separado, cuyos materiales se utilizarán en la lección.
n pagNombre del trabajo práctico
fechas
La naturaleza del trabajo
Conocimiento de algunas constelaciones del cielo otoñal.
Observación de la aparente rotación diurna del cielo estrellado
Primera semana de septiembre
Autoobservación por parte de todos los estudiantes.
Observación del cambio anual en la apariencia del cielo estrellado
septiembre octubre
Observación independiente por enlaces separados (en orden de acumulación de material ilustrativo real)
Observación de los cambios en la altitud del mediodía del Sol
Dentro de un mes una vez por semana (septiembre-octubre)
Asignación a enlaces individuales
Determinación de la dirección del meridiano (línea del mediodía), orientación por el Sol y las estrellas
Segunda semana de septiembre
Trabajo en grupo bajo la dirección de un profesor.
Observación del movimiento de los planetas con respecto a las estrellas
Teniendo en cuenta la visibilidad vespertina o matutina de los planetas
Observación independiente (asignación a unidades individuales)
Observación de las lunas de Júpiter o los anillos de Saturno
Mismo
Asignación a unidades individuales. Supervisión bajo la guía de un maestro o un asistente de laboratorio experimentado
Determinación de las dimensiones angulares y lineales del Sol o la Luna
octubre
Genial trabajo sobre el cálculo de las dimensiones lineales de la luminaria. Para todos los estudiantes en base a los resultados de la observación de un enlace
Determinación de la latitud geográfica de un lugar por la altura del Sol en la culminación
Al estudiar el tema "Aplicaciones prácticas de la astronomía", octubre - noviembre
Trabajo de demostración combinado con teodolito como parte de toda la clase.
Comprobación del reloj al mediodía verdadero
Determinación de la longitud geográfica
Observación del movimiento de la luna y el cambio de sus fases
Al estudiar el tema "Naturaleza física de los cuerpos del sistema solar", febrero-marzo
Autocontrol por parte de todos los alumnos. Supervisión para todos los estudiantes bajo la guía de un maestro (el trabajo se lleva a cabo por enlaces). Asignación a unidades individuales.
Observando la superficie de la luna con un telescopio
fotografiando la luna
Observación de manchas solares
Al estudiar el tema "Sol", marzo-abril
Demostración y asignación a enlaces individuales
Observación del espectro solar e identificación de la línea de Fraunhofer
Para todos los alumnos al realizar un taller físico
Determinación de la constante solar mediante un actinómetro
17.
Observación de estrellas dobles, cúmulos estelares y nebulosas. Conocimiento de las constelaciones del cielo primaveral.
abril
Supervisión de grupo bajo la guía de un profesor.
Un lugar destacado aquí lo ocupan las observaciones independientes de los estudiantes. En primer lugar, permiten una cierta descarga de tareas escolares y en segundo lugar, que no es menos importante, acostumbran a los escolares a observaciones regulares del cielo, les enseñan a leer, como dijo Flammarion, el gran libro de la naturaleza, que está constantemente abierto sobre sus cabezas. .
Las autoobservaciones de los estudiantes son importantes, y estas observaciones deben basarse en la medida de lo posible en la presentación de un curso sistemático.
Para contribuir a la acumulación del material de observación necesario en las lecciones, el estudiante de tesis también utilizó una forma de trabajo práctico como asignación a unidades individuales.
Al observar, por ejemplo, las manchas solares, los miembros de este enlace obtienen una imagen dinámica de su desarrollo, que también revela la presencia de la rotación axial del Sol. Tal ilustración, cuando se presenta material en una lección, es de mayor interés para los estudiantes que una imagen estática del Sol tomada de un libro de texto y que representa un solo momento.
Del mismo modo, la fotografía secuencial de la Luna, realizada por enlace, permite notar el cambio de sus fases, considerar los detalles característicos de su relieve cerca del terminador y notar la libración óptica. La demostración de las fotografías obtenidas en la lección, como en el caso anterior, ayuda a penetrar más profundamente en la esencia de los problemas planteados.
El trabajo práctico según la naturaleza del equipo necesario se puede dividir en 3 grupos:
a) observación a simple vista,
b) observar cuerpos celestes con un telescopio,
c) mediciones con teodolito, los goniómetros más simples y otros equipos.
Si el trabajo del primer grupo (observación del cielo introductorio, observación del movimiento de los planetas, la Luna, etc.) no encuentra ninguna dificultad y lo realizan todos los escolares bajo la guía de un maestro o de forma independiente, entonces surgen dificultades al realizar observaciones con un telescopio. Como regla general, solo hay uno o dos telescopios en la escuela y hay muchos estudiantes. Habiendo venido a tales clases con toda la clase, los estudiantes se amontonan e interfieren entre sí. Con tal organización de observaciones, la duración de la permanencia de cada estudiante en el telescopio rara vez excede un minuto y no obtiene la impresión necesaria de las lecciones. El tiempo que han perdido está perdido.
Trabajo N° 1. Observación de la aparente rotación diaria del cielo estrellado
I. Según la posición de las constelaciones circumpolares Osa Menor y Osa Mayor
1. Realice una observación durante una noche y observe cómo cambiará la posición de las constelaciones M. Ursa y B. Ursa cada 2 horas (haga 2-3 observaciones).
2. Introduzca los resultados de las observaciones en la tabla (dibuje), orientando las constelaciones en relación con la plomada.
3. Saca una conclusión de la observación:
a) dónde está el centro de rotación del cielo estrellado;
b) en qué dirección ocurre la rotación;
c) cuántos grados, aproximadamente, gira la constelación después de 2 horas.
Un ejemplo de una observación.
posición de la constelaciónTiempo de observación
22 horas
24 horas
II. Por el paso de las luminarias a través del campo de visión de un tubo óptico fijo
Equipo : telescopio o teodolito, cronómetro.
1. Apuntar el tubo del telescopio o teodolito a alguna estrella situada cerca del ecuador celeste (en los meses de otoño, por ejemploaÁguila). Coloque la tubería en altura para que la estrella pase a través del campo de visión en diámetro.
2. Observando el movimiento aparente de la estrella, utilice un cronómetro para determinar el tiempo que tarda en atravesar el campo de visión de la tubería. .
3. Conociendo el tamaño del campo de visión (del pasaporte o de los libros de referencia) y el tiempo, calcule con qué velocidad angular gira el cielo estrellado (en cuántos grados cada hora).
4. Determinar en qué dirección gira el cielo estrellado, dado que los tubos con un ocular astronómico dan una imagen inversa.
Trabajo N° 2. Observación del cambio anual en la apariencia del cielo estrellado
1. Observando una vez al mes a la misma hora, establezca cómo cambia la posición de las constelaciones Ursa Major y Ursa Minor, así como la posición de las constelaciones en el lado sur del cielo (haga 2-3 observaciones).
2. Ingrese los resultados de las observaciones de las constelaciones circumpolares en la tabla, dibujando la posición de las constelaciones como en el trabajo No. 1.
3. Sacar una conclusión a partir de las observaciones.
a) si la posición de las constelaciones permanece sin cambios a la misma hora en un mes;
b) en qué dirección se mueven (rotan) las constelaciones circumpolares y cuántos grados por mes;
c) cómo cambia la posición de las constelaciones en el lado sur del cielo; en qué dirección se mueven.
Un ejemplo de registro de observación de constelaciones circumpolares
posición de la constelaciónTiempo de observación
Observaciones metodológicas para el trabajo No. 1 y No. 2
1. Ambos trabajos se entregan a los estudiantes para que los completen de forma independiente inmediatamente después de la primera lección práctica sobre la familiarización con las constelaciones principales del cielo otoñal, donde, junto con el maestro, marcan la primera posición de las constelaciones.
Al realizar este trabajo, los estudiantes se convencen de que la rotación diaria del cielo estrellado ocurre en sentido antihorario con una velocidad angular de 15º por hora, que en un mes a la misma hora cambia la posición de las constelaciones (giraron en sentido antihorario unos 30º) y que llegan a esta posición 2 horas antes.
Las observaciones al mismo tiempo de las constelaciones en el lado sur del cielo muestran que después de un mes las constelaciones se desplazan notablemente hacia el oeste.
2. Para la velocidad de dibujar las constelaciones en los trabajos N 1 y 2, los estudiantes deben tener una plantilla preparada de estas constelaciones, extraídas de un mapa o del dibujo N 5 de un libro de texto escolar de astronomía. Anclar plantilla en puntoa(Polar) a una línea vertical, gírelo hasta que la línea "a- b "M. Ursa no tomará la posición adecuada en relación con la plomada. Luego, las constelaciones se transfieren de la plantilla al dibujo.
3. La observación de la rotación diaria del cielo con un telescopio es más rápida. Sin embargo, con un ocular astronómico, los estudiantes perciben el movimiento del cielo estrellado en la dirección opuesta, lo que requiere una explicación adicional.
Para una evaluación cualitativa de la rotación del lado sur del cielo estrellado sin telescopio, se puede recomendar este método. Párese a cierta distancia de un poste colocado verticalmente, o de una plomada bien visible, que proyecte un poste o hilo cerca de la estrella. Y después de 3-4 minutos. el movimiento de la estrella hacia el Oeste será claramente visible.
4. El cambio de posición de las constelaciones en el lado sur del cielo (trabajo No. 2) puede establecerse por el desplazamiento de las estrellas del meridiano en aproximadamente un mes. Como objeto de observación, puedes tomar la constelación de Aquila. Teniendo la dirección del meridiano, anotan a principios de septiembre (alrededor de las 20 horas) el momento de la culminación de la estrella Altair (unÁguila).
Un mes después, a la misma hora, se hace una segunda observación y, con la ayuda de instrumentos goniométricos, se estima cuántos grados se ha desplazado la estrella al oeste del meridiano (será unos 30º).
Con la ayuda de un teodolito, el desplazamiento de una estrella hacia el oeste se puede notar mucho antes, ya que es de aproximadamente 1º por día.
Trabajo N° 3. Observación del movimiento de los planetas entre las estrellas
1. Usando el calendario astronómico para un año determinado, elija un planeta conveniente para la observación.
2. Seleccione uno de los mapas estacionales o un mapa del cinturón ecuatorial del cielo estrellado, dibuje a gran escala la parte necesaria del cielo, poniendo las estrellas más brillantes y marque la posición del planeta con respecto a estas estrellas con un intervalo de 5-7 días.
3. Terminar las observaciones tan pronto como se detecte suficientemente bien un cambio en la posición del planeta en relación con las estrellas seleccionadas.
Observaciones metódicas
1. Al comienzo del año escolar se estudia el movimiento aparente de los planetas entre las estrellas. Sin embargo, el trabajo de observación de planetas debe realizarse en función de las condiciones de su visibilidad. Usando información del calendario astronómico, el maestro elige el período más favorable durante el cual se puede observar el movimiento de los planetas. Es deseable tener esta información en el material de referencia del rincón astronómico.
2. Al observar Venus, después de una semana, se nota su movimiento entre las estrellas. Además, si pasa cerca de estrellas notables, también se detecta un cambio de posición después de un período de tiempo más corto, ya que su movimiento diario en algunos períodos es superior a 1˚.
También es fácil notar el cambio en la posición de Marte.
De particular interés son las observaciones del movimiento de los planetas cerca de las estaciones, cuando cambian el movimiento directo hacia atrás. Aquí, los estudiantes están claramente convencidos del movimiento circular de los planetas, que aprenden (o han aprendido) en las lecciones. Los períodos para tales observaciones se pueden seleccionar fácilmente usando el Calendario Astronómico Escolar.
3. Para un trazado más preciso de la posición de los planetas en un mapa estelar, podemos recomendar el método propuesto por M.M. Dagaev . Consiste en el hecho de que, de acuerdo con la cuadrícula de coordenadas del mapa estelar, donde se aplica la posición de los planetas, se hace una cuadrícula similar de hilos en un marco ligero. Sosteniendo esta rejilla frente a los ojos a cierta distancia (convenientemente a una distancia de 40 cm), se observan las posiciones de los planetas.
Si los cuadrados de la cuadrícula de coordenadas en el mapa tendrán un lado de 5˚, entonces los hilos en el marco rectangular deben formar cuadrados con un lado de 3,5 cm, de modo que al proyectarlos sobre el cielo estrellado (a una distancia de 40 cm del ojo) también corresponden a 5˚.
Trabajo N° 4. Determinación de la latitud geográfica de un lugar
I. Según la altura del Sol al mediodía
1. Unos minutos antes del inicio del mediodía verdadero, coloque el teodolito en el plano del meridiano (por ejemplo, a lo largo del azimut de un objeto terrestre, como se indica en ). Calcule la hora del mediodía por adelantado utilizando el método indicado en .
2. Al mediodía o cerca del mediodía, mida la altura del borde inferior del disco (de hecho, el superior, ya que el tubo da una imagen inversa). Corrija la altura encontrada por el valor del radio del Sol (16"). La posición del disco en relación con la cruz se demuestra en la Figura 56.3. Calcula la latitud del lugar usando la dependencia:
j= 90 - hora +D
Ejemplo de cálculo.
Fecha de observación - 11 de octubre de 1961
La altura del borde inferior del disco en 1 vernier 27˚58"
Radio solar 16"
Altura del centro del Sol 27˚42"
Declinación del Sol - 6˚57
Latitud de ubicaciónj= 90 - hora +re=90˚ - 27˚42" - 6˚57 = 55њ21"
II. Según la altura de la estrella polar
1. Con un teodolito, un eclímetro o un goniómetro escolar, mida la altura de la estrella polar sobre el horizonte. Este será el valor aproximado de la latitud con un error de alrededor de 1˚.
2. Para una determinación más precisa de la latitud utilizando un teodolito, es necesario introducir una suma algebraica de correcciones en el valor obtenido de la altura de la Estrella Polar, teniendo en cuenta su desviación del polo celeste. Las correcciones se indican con los números I, II, III y se dan en el Calendario Astronómico - Anuario en la sección "A las observaciones del Polar".
La latitud, teniendo en cuenta las correcciones, se calcula mediante la fórmula:j= h - (I + II + III)
Si tenemos en cuenta que el valor de I varía de - 56 "a + 56" , y la suma de los valores de II + III no supera 2 ", solo se puede ingresar la corrección I en el valor de la altura medida. Con esto, el valor de la latitud se obtendrá con un error que no exceda los 2", que es bastante suficiente para las medidas de la escuela (a continuación se muestra un ejemplo de introducción de una corrección).
Observaciones metódicas
I. En ausencia de teodolito, la altura del Sol al mediodía puede determinarse aproximadamente por cualquiera de los métodos indicados en , o (si no hay suficiente tiempo) utilice uno de los resultados de este trabajo.
2. Más precisamente que usar el Sol, puede determinar la latitud por la altura de la estrella en la culminación, teniendo en cuenta la refracción. En este caso, la latitud geográfica está determinada por la fórmula:
j= 90 - hora +D+R,
donde R es la refracción astronómica .
3. Para encontrar correcciones a la altura de la Estrella Polar, es necesario conocer la hora sideral local en el momento de la observación. Para determinarlo, es necesario anotar primero el horario de verano, luego el horario promedio local, utilizando el reloj verificado por señales de radio:
Aquí - el número de la zona horaria, - la longitud del lugar, expresada en horas.
El tiempo sidéreo local está determinado por la fórmula
donde - tiempo sideral en la medianoche media de Greenwich (se da en el Calendario Astronómico en la sección "Efemérides del Sol").
Ejemplo. Sea necesario determinar la latitud de un lugar en un punto con longitudyo= 3h 55m (cinturón IV). La altura de la Estrella Polar, medida a las 21h 15m, horario de verano del 12 de octubre de 1964, resultó ser de 51˚26". Determinemos el tiempo promedio local en el momento de la observación:
T= 21 h15 metro- (4 h– 3 h55 metro) – 1 h= 20 h10 metro.
De las efemérides del Sol encontramos S 0 :
S 0 = 1 h22 metro23 desde» 1 h22 metro
La hora sideral local correspondiente al momento de observación de la Estrella Polar es:
s = 1 h22 metro+ 20 h10 metro= 21 h32 Aquí la corrección 9˚,86∙(Т-l), que nunca es superior a 4 min. Además, si no se requiere una precisión de medición especial, T se puede sustituir en esta fórmula en lugar de T gramo. En este caso, el error en la determinación del tiempo sidéreo no excederá de ± 30 min, y el error en la determinación de la latitud no excederá de 5"-6".
Trabajo N 5. Observación del movimiento de la Luna con respecto a las estrellas
y cambios en sus fases
1. Usando el calendario astronómico, elija un período conveniente para observar la luna (suficiente desde la luna nueva hasta la luna llena).
2. Durante este período, dibuje las fases lunares varias veces y determine la posición de la Luna en el cielo en relación con las estrellas brillantes y en relación con los lados del horizonte.
Registre los resultados de las observaciones en la tabla .
Fase lunar y edad en días
La posición de la luna en el cielo con respecto al horizonte.
3. En presencia de mapas del cinturón ecuatorial del cielo estrellado, trace las posiciones de la Luna para este período de tiempo en el mapa, utilizando las coordenadas de la Luna dadas en el calendario astronómico.
4. Sacar una conclusión de las observaciones.
a) ¿En qué dirección relativa a las estrellas se mueve la Luna de este a oeste? ¿De oeste a este?
b) ¿En qué dirección mira el creciente de la luna joven, este u oeste?
Observaciones metódicas
1. Lo principal en este trabajo es notar cualitativamente la naturaleza del movimiento de la Luna y el cambio en sus fases. Por lo tanto, basta con realizar 3-4 observaciones con un intervalo de 2-3 días.
2. Dado el inconveniente de realizar observaciones después de la luna llena (debido a la salida tardía de la luna), el trabajo prevé observaciones de solo la mitad del ciclo lunar desde luna nueva hasta luna llena.
3. Al dibujar las fases lunares, se debe prestar atención al hecho de que el cambio diario en la posición del terminador en los primeros días después de la luna nueva y antes de la luna llena es mucho menor que cerca del primer cuarto. Esto se debe al fenómeno de la perspectiva hacia los bordes del disco.
Fundamentos astronómicos del calendario. 1. El día como una de las unidades básicas de medida del tiempoLa rotación de la Tierra y el movimiento aparente del cielo estrellado. La cantidad principal para medir el tiempo está relacionada con el período de una revolución completa del globo alrededor de su eje. Hasta hace poco tiempo, se creía que la rotación de la Tierra es completamente uniforme. Sin embargo, ahora se han encontrado algunas irregularidades en esta rotación, pero son tan pequeñas que no importan para la construcción del calendario.
Estando en la superficie de la Tierra y participando junto con ella en su movimiento de rotación, no lo sentimos. Juzgamos la rotación del globo alrededor de su eje solo por los fenómenos visibles que están asociados con él. La consecuencia de la rotación diaria de la Tierra es, por ejemplo, el movimiento aparente del firmamento con todas las luminarias situadas en él: estrellas, planetas, el Sol, la Luna, etc.
Hoy en día, para determinar la duración de una revolución del globo, puede usar, un telescopio especial, un instrumento de tránsito, cuyo eje óptico del tubo gira estrictamente en un plano: el plano del meridiano de un lugar dado, pasando a través de los puntos del sur y del norte. El cruce de un meridiano por una estrella se denomina clímax superior.
día sideral . El intervalo de tiempo entre dos culminaciones superiores sucesivas de una estrella. llamado día sideral. Una definición más precisa de día sideral es la siguiente: es el intervalo de tiempo entre dos clímax superiores sucesivos del equinoccio vernal. Son una de las unidades básicas de medida del tiempo, ya que su duración permanece invariable.
Los días siderales se dividen en 24 horas siderales, cada hora en 60 minutos siderales, cada minuto en 60 segundos siderales. Las horas, minutos y segundos siderales se cuentan en relojes siderales, que están disponibles en todos los observatorios astronómicos y siempre muestran el tiempo sideral.
Es un inconveniente usar tales relojes en la vida cotidiana, ya que el mismo punto alto durante el año cae en diferentes momentos del día soleado. La vida de la naturaleza, y con ella toda la actividad laboral de las personas, no está relacionada con el movimiento de las estrellas, sino con el cambio de día y noche, es decir, con el movimiento diario del Sol. Por lo tanto, en la vida cotidiana no usamos el tiempo sideral, sino el tiempo solar. El concepto de tiempo solar es mucho más complicado que el concepto de tiempo sideral. En primer lugar, debemos imaginar claramente el movimiento aparente del Sol.
2. Movimiento anual aparente del Sol
Eclíptica . Mirando el cielo estrellado de noche en noche, puedes ver que en cada medianoche posterior culminan más y más estrellas. Esto se explica por el hecho de que debido al movimiento anual del globo en órbita, se produce el movimiento del Sol entre las estrellas. va en la misma dirección en el que la Tierra gira, es decir, de oeste a este. La trayectoria del movimiento aparente del Sol entre las estrellas se denomina eclíptica. Es un círculo grande en la esfera celeste, cuyo plano está inclinado con respecto al plano del ecuador celeste en un ángulo de 23 ° 27 "y se cruza con el ecuador celeste en dos puntos. Estos son los puntos de la primavera y el otoño. equinoccios En el primero de ellos, el Sol está alrededor del 21 de marzo, cuando pasa del hemisferio sur celeste al norte. En el segundo punto, es alrededor del 23 de septiembre, cuando pasa del hemisferio norte al sur.
constelaciones del zodiaco. Moviéndose a lo largo de la eclíptica, el Sol se mueve secuencialmente a lo largo del año entre las siguientes 12 constelaciones ubicadas a lo largo de la eclíptica y que forman el cinturón zodiacal (Fig. 3):
Piscis, Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio y Acuario. (Estrictamente hablando, el Sol también pasa a través de la constelación 13: Ophiuchus. Sería aún más correcto considerar esta constelación del zodíaco que una constelación como Escorpio, en la que el Sol está menos que mucho tiempo que en cada uno de los otras constelaciones.) Estas constelaciones, llamadas zodiaco, obtuvieron su nombre común de la palabra griega "zoon" - un animal, ya que muchas de ellas recibieron nombres de animales en la antigüedad.
En cada una de las constelaciones del zodiaco, el Sol tiene un promedio de alrededor de un mes. Por lo tanto, incluso en la antigüedad, cada mes correspondía a un determinado signo del zodíaco. Marzo, por ejemplo, fue designado por el signo de Aries, ya que el equinoccio vernal se ubicó en esta constelación hace unos dos mil años y, por lo tanto, el Sol pasó por esta constelación en marzo.
En la fig. 3 se puede observar que cuando la Tierra se mueva en su órbita y pase de la posición III (marzo) a la posición IV (abril), entonces el Sol se moverá de la constelación de Aries a la constelación de Tauro, y cuando la Tierra esté en la posición V (mayo), luego el Sol dejará la constelación de Tauro y se trasladará a la constelación de Géminis, etc.
Sin embargo, el equinoccio vernal no permanece invariable en la esfera celeste. Su movimiento, descubierto en el siglo II. antes de Cristo mi. el científico griego Hipparchus, fue llamado la precesión, es decir, la precesión del equinoccio. Es causado por la siguiente razón. La tierra no es una esfera, sino un esferoide, achatado en los polos. Las fuerzas de atracción del Sol y la Luna actúan de manera diferente en diferentes partes de la Tierra esferoidal. Estas fuerzas conducen al hecho de que con la rotación simultánea de la Tierra y su movimiento alrededor del Sol El eje de rotación de la Tierra describe un cono cerca de la perpendicular al plano de la órbita. Como resultado, los polos del mundo se mueven entre las estrellas en un pequeño círculo centrado en el polo de la eclíptica, estando a una distancia de unos 23 1/ 2°.
Debido a la precesión, el equinoccio de primavera se mueve a lo largo de la eclíptica hacia el oeste, es decir, hacia el movimiento visible del Sol, en un valor de 50 "3 por año. Por lo tanto, hará un círculo completo en unos 26.000 años. Por la misma razón, el polo norte del mundo, que se encuentra en nuestro tiempo cerca la Estrella Polar, estuvo hace 4000 años cerca a Dragón, y dentro de 12.000 años estará cerca de Vega ( una lira).
 |
| Arroz. 5. Zodíaco árabe antiguo. |
Debido a la precesión, el equinoccio vernal se ha movido a lo largo de la eclíptica casi 30° durante los últimos dos mil años y se ha movido desde la constelación de Aries hasta la constelación de Piscis. Hoy en día, el Sol está en la constelación de Aries no en marzo, sino en abril, en Tauro, no en abril, sino en mayo, etc.
Colocado en la Fig. 3, junto a los nombres de las constelaciones, los signos son restos de imágenes de las figuras simbólicas de las constelaciones con las que fueron designadas. Las constelaciones del zodiaco eran bien conocidas por los antiguos astrónomos. Muchos pueblos de la antigüedad encuentran sus imágenes. Entonces, en la fig. 5 muestra el zodíaco árabe antiguo.
3. Día solar y hora solar
Verdadero día soleado. Si, con la ayuda de un instrumento de tránsito, no observamos las estrellas, sino el Sol y marcamos diariamente el tiempo de paso del centro del disco solar por el meridiano, es decir, el momento de su culminación superior, entonces podemos encuentre que el intervalo de tiempo entre las dos culminaciones superiores del centro del disco solar, que se llama días solares verdaderos, siempre resulta ser más largo que un día sideral en un promedio de 3 minutos. 56 segundos, o aproximadamente 4 minutos. Esto se debe a que la Tierra, al girar alrededor del Sol, da una vuelta completa a su alrededor durante el año, es decir, aproximadamente en 365 días y cuarto. Reflejando este movimiento de la Tierra, el Sol en un día se mueve alrededor de 1/365 de su trayectoria anual, o alrededor de un grado, lo que corresponde a cuatro minutos de tiempo.
Sin embargo, a diferencia del día sideral, el verdadero día solar cambia periódicamente su duración. Esto se debe a dos razones: en primer lugar, la inclinación del plano de la eclíptica respecto al plano del ecuador celeste y, en segundo lugar, la forma elíptica de la órbita terrestre.
Cuando la Tierra está en la parte de la elipse más cercana al Sol, se mueve más rápido; en medio año, la Tierra estará en la parte opuesta de la elipse y se moverá en órbita más lentamente. El movimiento desigual de la Tierra en su órbita provoca un movimiento aparente desigual del Sol en la esfera celeste: en diferentes épocas del año, el Sol se mueve a diferentes velocidades. Por lo tanto, la duración de un verdadero día solar cambia constantemente. Así, por ejemplo, el 23 de diciembre, cuando el día verdadero es el más largo, son 51 segundos. más largas que el 16 de septiembre, cuando son las más cortas.
día solar medio. Debido a la falta de uniformidad de los días solares verdaderos, es inconveniente usarlos como unidad de medida del tiempo. Sobre Los relojeros parisinos lo sabían bien hace unos trescientos años cuando escribieron en el escudo de armas de su gremio: "El sol da la hora engañosamente".
Todos nuestros relojes - de pulsera, de pared, de bolsillo y otros - no se ajustan según el movimiento del verdadero Sol, sino según el movimiento de un punto imaginario, que durante el año da una vuelta completa alrededor de la Tierra al mismo tiempo que el Sol, pero al mismo tiempo se mueve a lo largo del ecuador celeste y perfectamente uniforme. Este punto se llama el sol medio.
El momento en que el sol promedio pasa por el meridiano se denomina mediodía promedio, y el intervalo de tiempo entre dos mediodías promedio sucesivos se denomina día solar promedio. Su duración es siempre la misma. Se dividen en 24 horas, cada hora de tiempo solar medio se divide a su vez en 60 minutos, y cada minuto se divide en 60 segundos de tiempo solar medio.
Es el día solar medio, y no el día sideral, que es una de las principales unidades de medida del tiempo, que es la base del calendario moderno. La diferencia entre el tiempo solar medio y el tiempo real en el mismo momento se llama ecuación del tiempo.
4. Cambio de estaciones
Movimiento aparente del Sol. El calendario moderno se basa en el cambio periódico de las estaciones. Ya sabemos que el Sol se mueve a lo largo de la eclíptica y cruza el ecuador celeste en los días de los equinoccios de primavera (alrededor del 21 de marzo) y otoño (alrededor del 23 de septiembre). Dado que el plano de la eclíptica está inclinado con respecto al plano del ecuador celeste en un ángulo de 23° 27”, el Sol no puede alejarse del ecuador más de este ángulo. Esta posición del Sol se produce alrededor del 22 de junio, en el día del solsticio de verano, que se toma como el comienzo del verano astronómico en el hemisferio norte, y alrededor del 22 de diciembre, el solsticio de invierno, cuando comienza el invierno astronómico en el hemisferio norte.
Inclinación del eje de la tierra. El eje de rotación del globo está inclinado con respecto al plano de la órbita de la Tierra en un ángulo de 66 ° 33 ". Cuando la Tierra se mueve alrededor El eje solar de rotación del globo permanece paralelo a sí mismo. En los días de los equinoccios, el Sol ilumina por igual ambos hemisferios de la Tierra y en todo el globo el día es igual a la noche. El resto del tiempo, estos hemisferios se iluminan de manera diferente. En verano, el hemisferio norte está más iluminado que el sur, en el Polo Norte hay un día continuo y el Sol que no se pone brilla durante medio año, y esto Al mismo tiempo, en el Polo Sur, en la Antártida, hay una noche polar. Así, la inclinación del eje del globo con respecto al plano de la órbita terrestre, combinada con el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol, es la causa del cambio de estaciones.
Cambio en la altura del mediodía del Sol. Como resultado de moverse a lo largo de la eclíptica, el Sol cambia sus puntos de salida y puesta del sol diariamente, así como su altura al mediodía. Entonces, en la latitud de San Petersburgo el día del solsticio de invierno, es decir, alrededor del 22 de diciembre, el Sol sale por el sureste, al mediodía alcanza el meridiano celeste a una altura de solo 6 °.5 y se pone en el Sur oeste. Este día en San Petersburgo es el más corto del año: dura solo 5 horas. 54 minutos
Al día siguiente, el Sol saldrá un poco hacia el este, al mediodía saldrá un poco más alto que ayer y se pondrá un poco hacia el oeste. Esto continuará hasta el equinoccio de primavera, que ocurre alrededor del 21 de marzo. En este día, el Sol saldrá exactamente en el punto del este, y su altura aumentará en 23 °.5 en comparación con la altura del mediodía en el día del solsticio de invierno, es decir, será igual a 30 °. Entonces el Sol comenzará a descender y se pondrá exactamente en el punto del oeste. En este día exactamente la mitad de su camino aparente el Sol hará sobre el horizonte, y la otra mitad, debajo de él. Por lo tanto, el día será igual a la noche.
Después del equinoccio de primavera, los puntos de salida y puesta del sol continúan desplazándose hacia el norte y la altura del mediodía aumenta. Esto continúa hasta el solsticio de verano, cuando el sol sale por el noreste y se pone por el noroeste. La altura del mediodía del Sol aumentará otros 23,5 y será igual en San Petersburgo a unos 53°,5.
Entonces el Sol, continuando su camino a lo largo de la eclíptica, se hunde cada día más y su camino diario se acorta. Alrededor del 23 de septiembre, el día vuelve a ser noche. En el futuro, el Sol del mediodía continúa hundiéndose más y más bajo, los días en nuestro hemisferio acortar hasta que llegue de nuevo el solsticio de invierno.
El movimiento aparente del Sol y el cambio de estaciones asociado eran bien conocidos por los observadores antiguos. La necesidad de predecir el inicio de una determinada estación sirvió de ímpetu para la creación de los primeros calendarios basados en el movimiento del Sol.
5. Fundamentos astronómicos del calendario
Ya sabemos que todo calendario se basa en fenómenos astronómicos: el cambio de día y de noche, el cambio de fases lunares y el cambio de estaciones. Estos fenómenos dan las tres unidades básicas de medida del tiempo que subyacen en cualquier sistema de calendario, a saber: día solar, mes lunar y año solar. Tomando como valor constante el día solar medio, establecemos la duración del mes lunar y del año solar. A lo largo de la historia de la astronomía, la duración de estas unidades de tiempo se ha refinado continuamente.
mes sinódico. La base de los calendarios lunares es el mes sinódico, el intervalo de tiempo entre dos fases idénticas sucesivas de la luna. Inicialmente, como ya se sabe, se determinó a los 30 días. Posteriormente se comprobó que el mes lunar tiene 29,5 días. En la actualidad, la duración media de un mes sinódico se considera de 29,530588 días solares medios, o 29 días 12 horas 44 minutos 2,8 segundos de tiempo solar medio.
año tropical . De excepcional importancia fue el refinamiento gradual de la duración del año solar. En los primeros sistemas de calendario, el año contenía 360 días. Antiguos egipcios y chinos Hace cinco mil años, la duración del año solar se determinó en 365 días, y varios siglos antes de nuestra era, tanto en Egipto como en China, se estableció la duración del año. a 365,25 días.
El calendario moderno se basa en el año tropical, el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del centro del Sol a través del equinoccio vernal.
Científicos destacados como P. Laplace (1749-1827) en 1802, F. Bessel (1784-1846) en 1828, P. Hansen (1795-1874) en 1853 se dedicaron a determinar el valor exacto del año tropical. , W Le Verrier (1811-1877) en 1858, y algunos otros.
Cuando en 1899, por iniciativa de DI Mendeleev (1834-1907), se formó una comisión en la Sociedad Astronómica Rusa para reformar el calendario juliano que existía entonces en Rusia, el gran científico decidió que para el éxito del trabajo de la comisión, primero de todos, necesita saber la duración exacta del año tropical. Para hacer esto, D. I. Mendeleev recurrió al destacado astrónomo estadounidense S. Newcomb (1835-1909), quien le envió una respuesta detallada y le adjuntó una tabla de valores de años tropicales compilada por él para varias épocas:
Esta tabla muestra que la duración del año tropical cambia muy lentamente. En nuestra era, disminuye cada siglo en 0,54 segundos.
Para determinar la duración del año tropical, S. Newcomb propuso una fórmula general:
T == 365,24219879 - 0,0000000614 (t - 1900),
donde t es el número ordinal del año.
En octubre de 1960 se celebró en París la XI Conferencia General de Pesos y Medidas, en la que se adoptó un sistema internacional unificado de unidades (SI) y una nueva definición del segundo como unidad básica de tiempo recomendada por el IX Congreso de la Se aprobó la Unión Astronómica Internacional (Dublín, 1955).
De acuerdo con la decisión tomada, el segundo de efemérides se define como 1/31556925.9747 parte del año tropical para principios de 1900. A partir de aquí es fácil determinar el valor del año tropical:
T ==- 365 días 5 horas. 48 minutos 45,9747 seg.
o T = 365,242199 días.
Para fines de calendario, no se requiere una precisión tan alta. Por lo tanto, redondeando al quinto decimal, obtenemos
T == 365,24220 días.
Este redondeo del año tropical da un error de un día cada 100.000 años. Por lo tanto, el valor que hemos adoptado bien puede ser la base de todos los cálculos del calendario.
Entonces, ni el mes sinódico ni el año tropical contienen un número entero de días solares medios y, en consecuencia, estas tres cantidades son inconmensurables. Esto significa que es imposible expresar simplemente una de estas cantidades en términos de la otra, es decir, es imposible elegir un número entero de años solares que contenga un número entero de meses lunares y un número entero de días solares medios. . Esto explica toda la complejidad del problema del calendario y toda la confusión que ha reinado durante muchos milenios en el tema de calcular grandes períodos de tiempo.
Tres tipos de calendarios.. El deseo de coordinar al menos en cierta medida el día, el mes y el año entre sí llevó a que en distintas épocas se crearan tres tipos de calendarios: el solar, basado en el movimiento del Sol, en el que se buscaba coordinar el día y año; lunar (basado en el movimiento de la luna), cuyo propósito era coordinar el día y el mes lunar; finalmente, lunisolar, en el que se intentaron armonizar las tres unidades de tiempo.
En la actualidad, casi todos los países del mundo utilizan el calendario solar. calendario lunar reproducido papel importante en las religiones antiguas. Ha sobrevivido hasta nuestros días en algunos países orientales que profesan la religión musulmana. En él, los meses tienen 29 y 30 días cada uno, y el número de días cambia para que el primer día de cada mes siguiente coincida con la aparición del “nuevo mes” en el cielo. Los años del calendario lunar contienen alternativamente 354 y 355 días. Así, el año lunar es 10-12 días más corto que el año solar.
El calendario lunisolar se utiliza en la religión judía para calcular las fiestas religiosas, así como en el Estado de Israel. Es de particular complejidad. El año contiene 12 meses lunares, que constan de 29 o 30 días, pero para tener en cuenta el movimiento del Sol, se introducen periódicamente "años bisiestos", que contienen un decimotercer mes adicional. Los años simples, es decir, de doce meses, constan de 353, 354 o 355 días, y los años bisiestos, es decir, los años de trece meses, tienen 383, 384 o 385 días cada uno. Esto logra que el primer día de cada mes coincida casi exactamente con la luna nueva.
Lo que debería suceder en 2017. Contiene datos sobre el Sol, la Luna, los principales planetas, cometas y asteroides disponibles para la observación por parte de aficionados. Además, se dan descripciones de eclipses solares y lunares, se da información sobre ocultaciones de estrellas y planetas por la Luna, lluvias de meteoros, etc...
Versión web del calendario astronómico ilustrado para un mes en la web Meteoweb
Calendario astronómico de un mes en el sitio web "Sky over Bratsk"
Información adicional - en el tema Calendario astronómico en el Astroforum http://www.astronomy.ru/forum/index.php/topic,19722.1260.html Cobertura más detallada de fenómenos cercanos en la Semana astronómica en
TABLA - CALENDARIO PARA 2017
 |
Breve resumen de los acontecimientos de 2017.
El principal evento astronómico de 2017 será un eclipse solar total, cuya fase total pasará por América del Norte. Habrá dos eclipses solares y dos lunares este año. Dos eclipses ocurren en la luna nueva y la luna llena de febrero, y los otros dos en la luna nueva y la luna llena de agosto.
Calendario astronómico recomienda!Fases de la Luna en 2017 (Tiempo Universal)
Elongaciones matutinas de Mercurio en 2017
 |
Elongaciones vespertinas de Mercurio en 2017
Para Venus en 2017, el tiempo favorable para las observaciones será todo el año (12 de enero - alargamiento vespertino de 47 grados, y 25 de marzo - conjunción inferior con el Sol). Para Marte 2017 es un momento desfavorable para las observaciones, porque. el diámetro aparente del planeta no supera los 6 segundos de arco (conjunción el 27 de julio). Mejor visibilidad Júpiter(la constelación de Virgo - cerca de Spica) se refiere a la primera mitad del año con oposición el 7 de abril (). Saturno(la constelación de Ofiuco) también se ve mejor en la primera mitad del año con oposición el 15 de junio. Urano(constelación de Piscis) y Neptuno(la constelación de Acuario) son planetas de otoño, porque. entran en oposición con el Sol, respectivamente, el 19 de octubre y el 5 de septiembre.
A partir del 22 encuentros planetarios entre sí en 2017, lo más cercano (menos de 5 minutos de arco) serán 3 fenómenos (1 de enero - Marte y Neptuno, 28 de abril - Mercurio y Urano, 16 de septiembre - Mercurio y Marte). Menos de 1 grado será la distancia angular entre: Venus y Neptuno el 12 de enero, Marte y Urano el 26 de febrero, Mercurio y Marte el 28 de junio, Venus y Marte el 5 de octubre, Mercurio y Júpiter el 18 de octubre y Venus y Júpiter el 13 de noviembre. Las conexiones de otros planetas se pueden encontrar en el calendario de eventos AK_2017.
entre 18 ocultaciones lunares de los principales planetas Sistema solar en 2017: Mercurio se cubrirá 2 veces (25 de julio y 19 de septiembre), Venus - 1 vez (18 de septiembre), Marte - 2 veces (3 de enero, 18 de septiembre). Júpiter, Saturno y Urano pasarán este año sin ocultaciones por parte de la Luna, pero Neptuno será cubierto 13 veces (!), con 2 ocultaciones en octubre. La próxima serie de ocultaciones de Júpiter comenzará el 28 de noviembre de 2019 y Saturno el 9 de diciembre de 2018. La serie de ocultaciones de Urano terminó en 2015, y ahora toca esperar hasta el 7 de febrero de 2022
Desde ocultaciones lunares de estrellas De interés serán las ocultaciones de la estrella Aldebarán (alfa Tauro), cuya serie comenzó el 29 de enero de 2015 y continuará hasta el 3 de septiembre de 2018. Aldebarán se cubrirá 14 veces en 2017 (dos veces en abril y diciembre). Otra estrella brillante, Regulus (alfa Leo), se cubrirá 13 veces en la serie de recubrimientos que ha comenzado (dos veces, en mayo)
Cabe mencionar otro fenómeno interesante. El 18 de septiembre de 2017, la Luna cubrirá cuatro luminarias brillantes durante el día: Venus, Régulo (alfa Leo), Marte y Mercurio. Los residentes de la parte europea de Rusia en la mañana de este día podrán observar el acercamiento de la Luna, tres planetas y una estrella en un sector de poco más de una docena de grados.
Desde lluvias de meteoritos lo mejor para observar serían las Líridas, las Oriónidas, las Leónidas y las Gemínidas. Descripción general de las lluvias de meteoros en el sitio web de la Organización Internacional de Meteoros http://www.imo.net
Información sobre ocultación de estrellas por asteroides en 2017 están disponibles en http://asteroidoccultation.com. La cobertura más interesante para Rusia será el 9 de septiembre de 2017. En este día, la estrella sigma 1 Tauri de quinta magnitud (cerca de Aldebaran) será cubierta por el asteroide (6925) Susumu. La franja de cobertura pasará por la parte europea de Rusia.
Información sobre estrellas variables están en el sitio web de AAVSO.
