Астрономия - что такое? Значение и история астрономии. телескоп в южном полушарии

«В современной науке нет отрасли, развивающейся
столь же стремительно, как космические ис-следования»
С. П. Королёв
(1966 г.)

В 1930-х гг. благодаря развитию современной физики началось создание так называемой «неоптической» аппаратуры, которая позволила проводить исследования в других диапазонах электромагнитного излучения (помимо видимого). Такая аппаратура принципиально отличается от оптических телескопов и часто устанавливается на борту околоземных и космических спутников. Это обусловлено тем, что Земная атмосфера поглощает почти все типы электромагнитного излучения, кроме видимого, и при регистрации излучения происходит смещение сторону инфракрасного и радио- диапазонов. В середине XX в., по мере развития квантовой теории и физики элементарных частиц, создана аппаратура и для исследования космических явлений в УФ, рентгеновском и гамма диапазонах, а также счётчики нейтрино.

Современный астроном, как правило, является специалистом в области исследования Вселенной в каком-то определенном частотном диапазоне электромагнитного излучения. Тем не менее, он сочетает несколько различных методов исследования (для разных диапазонов), что позволяет получить более широкую информацию о наблюдаемом космическом объекте или явлении.

По типам применяемой аппаратуры и методов исследования в астрономии выделяют несколько разделов.

Радиоастрономия

Радиоастрономия родилась в 1930-х гг. благодаря работам инженера Карла Янского и использует радиотелескопы, для настройки которых необходимы специальные шумы. Янский, пытаясь понять природу шума, мешающего радиосвязи между станциями на Земле и кораблей на побережье, обнаружил в 1932 г. два типа помех. Помехи первого типа были связаны с погодой. Помехи (шумы) второго типа оказались на тот момент неизвестной природы, они периодически повторялись каждые сутки. Исследования в 1933 г. и 1935 г. привели к выводу, что эти шумы приходят из центра Млечного Пути. Астроном-любитель и радиолюбитель Гроут Ребер, узнав о работах Янского, сконструировал в 1937 г. параболическую антенну диаметром 9,5 м . Он обнаружил источники радиоизлучения в созвездии Стрельца, Лебедя, Кассиопеи, Малого Пса, Кормы, Персея и в 1944 г. опубликовал радиокарты небосвода, а также выяснил, что Солнце также является источником радиоволн. Расцвет радиоастрономических исследований начался после Второй мировой войны.

Небесные объекты излучают радиоволны по-разному:

  • одни излучают поляризованные радиоволны с переменной скоростью;
  • другие (в частности, пульсары) создают синхротронное излучение;
  • кроме того, радиоволны могут излучаться благодаря термическому эффекту, т.е. из-за высокой температуры их источников;
  • наконец, существует радиоизлучение, обусловленное тем, что в атоме водорода единственный электрон меняет направление своего вращения (спин), тогда длина волны имеет единственное значение 21 см (частота – 1421 МГц ).

Такая линия электромагнитного спектра теоретически была предсказана в 1944 г. Яном Ортом. Она впервые была обнаружена в 1951 г. и теперь позволяет наблюдать холодные туманности и межзвездную материю.

Регистрируют радиоизлучение космических объектов с помощью радиотелескопов. Радиотелескопы классифицируют: а) в зависимости от формы антенны (параболоиды вращения, параболические цилиндры); б) в зависимости от типа апертуры (заполненная или незаполненная); в) в зависимости от физического метода исследования (рефлекторы, рефракторы).

Любой радиотелескоп состоит, как правило, из трех основных частей (фото 1.1): 1) антенны, резонансно улавливающей сигналы; 2) детектора, усиливающего сигналы; 3) системы регистрации и анализа данных.

Фото 1.1. Радиотелескопы «Квазар-КВО» (Светлое, Ленингр. обл., Россия)

Антенна может иметь диаметр порядка нескольких десятков и даже сотен метров. В большинстве случаев антенну можно перенаправлять, т. к. она установлена на станине, позволяющей ориентировать её в желаемом направлении.

Для получения большого разрешения используют технологию интерферометрии, и сигналы, попадающие в разные радиотелескопы, собирают и обрабатывают на одном компьютере. В этом случае два и более радиотелескопа играют роль единой установки с диаметром, равным расстоянию между ними. Это расстояние может порядка континента, тогда система имеет широкую интерферометрическую базу.

Радиотелескопы установлены в разных частях планеты (табл. 1.1).

Антенна
радиотелескопа
Размер,
м
Минимальная
регистрируемая
длина волны, мм

Расположение
телескопа

радиоинтерферометрическая система «Квазар-КВО»

1024 × 800
640 × 480

Светлое
(Ленингр. обл., Россия)

Солнечный крестообразный радиоинтерферометр (массив 256 элементов)

Бадары
(Сибирь, Россия)

«Т»-образный интерферометр (два параболических цилиндра)

Медичина (Италия)

Параболический цилиндр

Ути (Индия)

Двухзеркальный

Нанси (Франция)

Сферический рефлектор

Аресибо (Пуэрто-Рико)

Параболический сегмент

Грин Бэнк (США)

Параболический рефлектор

Калязин (Россия)

Параболический рефлектор

Медвежьи Озёра (Россия)

Параболический рефлектор

Нобеяма (Япония)

Параболический рефлектор

Медичина (Италия)

Параболический рефлектор

Гранада (Испания)

параболоид полноповоротный

Пущино (Россия)

Кольцо из 895 отраж. элементов (РАТАН – 600)

1024 × 768
640 × 480
1024 × 800

Зеленчукская
(Ставропол. кр., Россия)

Параболическое зеркало

Зименки
(Н. Новгор. обл, Россия)

Два параболоида вращения

Дмитровская
(Моск. обл., Россия)

Инфракрасная астрономия

Первые ИК наблюдения были осуществлены случайно в 1800 г. Уильямом Гершелем. Он заметил, что термометр, способный делать измерения выше красной границы солнечного спектра, регистрирует повышение температуры. Современное развитие ИК астрономии произошло после Второй мировой войны, во время которой были разработаны приборы ночного видения.

ИК излучение не регистрируется человеческим глазом и имеет достаточно длинные волны – приблизительно до 100 мк (0,1 м м ). Оно поглощается в верхних слоях земной атмосферы преимущественно водяными парами. Поэтому для наблюдений в этом диапазоне необходимо устанавливать телескопы на большой высоте, чаще – на воздушных шарах, самолетах, но как правило – на спутниках (фото 1.2.).

Фото 1.2. Спутник с аппаратурой для ИК астрономии (ISO – Infrared Space Observatory – Инфракрасная космическая обсерватория)

Основные наземные телескопы ИК диапазона перечислены в табл. 1.2.

Название
телескопа
Местонахождение
и координаты
Высота над
уровнем
моря, м

Апертура,
м

UKIRT Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
UKIRT Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
ARC
NASA IRTF Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W

В астрономии ИК диапазон используют для наблюдения за сравнительно холодными объектами, планетами, пылевыми облаками, звёздами холодных спектральных классов K и M. Это излучение обусловлено вращательным и колебательным движениями молекул, образующих тела.

Оптическая астрономия

Первые оптические телескопы для астрофизических исследований созданы на основе оптической системы, разработанной Кеплером. В настоящее время для космических исследований в научных обсерваториях, а также для любительских астрономических наблюдений применяют оптические телескопы (рефлекторы и рефракторы) с модернизированной оптической схемой (фото 1.3.).

Фото 1.3. Оптический телескоп LX200 с оптической системой Шмидт-Кассегерен Светлое, Ленингр. обл., Россия)

Основные характеристики оптических телескопов следующие.

Оптическая длина трубы телескопа равна сумме фокусных расстояний объектива и окуляра:

L = ƒ об + ƒ ок.

Любой 1 0 небесной сферы изображается в фокальной плоскости телескопа отрезком, равным приблизительно 10/573 фокусного расстояния объектива (или зеркала). Объектив телескопа дает в своем главном фокусе действительное изображение небесных светил, увеличение которого равно

W = ƒ об / ƒ ок.

Объектив телескопа характеризуется также светосилой , или относительным отверстием , которое задается соотношением

A = D / ƒ об.

Эту величину принято выражать дробью с двоеточием: 1:2, 1:7, 1:20 и т. д.

Разрешающая сила (или угловое разрешение ) Dj телескопа характеризует угловое расстояние между двумя звездами, которые при наблюдении не сливаются друг с другом. Теоретическое значение этой величины определяют благодаря явлению дифракции электромагнитного излучения длиной волны λ в пределах диаметра объектива D телескопа:

Δφ ≈ λ /D .

Если объектив телескопа — длиннофокусный и имеет светосилу

D / ƒ об < 1 / 12 ,

то для практических вычислений величины Δφ используют формулу:

Δφ ≈ 11,″6 / D ,

(диаметр объектива измеряется в сантиметрах, Δφ — в угловых секундах). Если телескоп имеет другой тип объектива, то можно воспользоваться формулой:

Δφ ≈ 13,″8 / D ,

Проницающая сила телескопа характеризуется предельной величиной звезд, видимых в телескоп в совершенно ясную ночь, и приблизительно равна

m ≈ 7,5 + 5 · lg D ,

(D – в сантиметрах).

Еще одной характеристикой спектральных астрофизических приборов служит спектральная разрешающая сила , равная

(Δλ — минимальный интервал между двумя близкими спектральными линиями со средней длиной волны λ, которые еще регистрируются как раздельные).

Важными характеристиками спектральных приборов являются:

угловая дисперсия

(Δα — угол между лучами света, прошедшими через диспергирующий элемент – призму, дифракционную решетку – и отличающимися по длине волны на Δλ);

линейная дисперсия

C′ = ƒ · Δα / Δλ

(ƒ – фокусное расстояние оптической системы, расположенной позади диспергирующего элемента).

Некоторые сведения о крупнейших оптических телескопах мира представлены в таблице 1.3:

Название
телескопа

Местонахождение
и координаты
Высота над
уровнем
моря, м
Апертура,
м
Примечание
Keck Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
Hobby-Eberly Сферическое сегментированное зеркало
Subaru Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W Зеркало состоит из 36 сегментов
Yepun Чили24 0 38’S, 70 0 24’W В будущем – один из модулей Сверхбольшого Телескопа
Gemini North Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
MMT США, Аризона31 0 41’N, 110 0 53’W
Walter Baade Чили29 0 00,2’S, 4 0 42’48″W
Большой телескоп азимутальный Россия, Нижний Архыз43 0 39’N, 41 0 26’E
Hale США, Калифорния33 0 21’N, 116 p 52’W
William Herschel Испания, Канарские о. 28 0 46’N, 17 0 53’W
Victor Blanco Чили30 0 10’S, 70 0 49’W
Anglo-Australian
Mayall
«360» Чили29 0 15’S, 70 0 44’W
Telescopio Nazionale Galileo Принадлежит Италии
MPI-CAHA Испания37 0 13’N, 2 0 33’W
New Technology Чили29 0 15’S, 70 0 44’W
ARC Нью-Мексико32 0 47’N, 105 0 49’W Дистанционное управление
WIYN США, Аризона31 0 57’N, 111 0 47’W
Shane США, Калифорния37 0 21’N, 121 p 38’W
NODO Нью-Мексико32 0 59’N, 105 0 44’W Жидкое зеркало
Harlan Smith США, Техас30 0 40’N, 104 0 1’W
БАО Армения40 0 20’N, 44 0 17’E
Шайн Украина, Крым44 0 44’N, 34 0 E
Hooker
Isaac Newton Испания, Канарские о. 28 0 45’N, 17 0 53’W
Nordic Optical Испания, Канарские о. 28 0 45’N, 17 0 53’W
du Pont Чили29 0 00,2’S, 4 0 42’W
Sloan Digital Sky Survey Нью-Мексико32 0 47’N, 105 0 49’W Очень широкое поле зрения детектора
SHARA США, Калифорния34 0 13’N, 118 0 4’W Интерферометр с 6 однометровыми базовыми телескопами
Hiltner США, Аризона31 0 57’N, 111 0 37’W
ANU Австралия31 0 17’S, 149 0 04’E
Bok США, Аризона31 0 57’N, 111 0 37’W
Vainu Bappu Индия12 0 34’N, 78 0 50’E
ESO-MPI Чили29 0 15’S, 70 0 44’W
UN Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W

Ультрафиолетовая астрономия

УФ излучение поглощается атмосферой, особенно молекулами озона и кислорода. Условно его делят на ближнее с длиной волны вплоть до 3000 ¸ 900 ангстрем (или 300 ¸ 90 нм ) и дальнее с длиной волны 900 ¸ 100 ангстрем (90 ¸ 10 нм ).

Космические наблюдения в УФ диапазоне ведутся с космических спутников. Впервые они осуществлены в 1950-х гг. при наблюдении Солнца с помощью аппаратуры на борту ракет. Начиная с 1960-х гг. стало возможным наблюдать в этом диапазоне самые яркие звезды. Однако ракеты могут достичь максимальной высоты всего лишь 150 км , да и то недолго продержаться – несколько минут. Поэтому в настоящее время для наблюдений в близком УФ диапазоне применяют спутники, причем аппаратура похожа на оптические телескопы. Наиболее важную информацию дали: а) спутник OAO-2 (запуск в 1970 г.); б) зонд IUE (International Ultraviolet, запуск в 1978 г.); в) зонд EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer, запуск в 1992 г., фото 1.4); г) космический телескоп «Хаббл» (хотя его основной рабочий диапазон – видимый).

Фото 1.4. Спутник EUVE (УФ диапазон)

Примером наземной аппаратуры, применяемой в ближнем УФ диапазоне для обеспечения связи, служит квантово-оптическая система (КОС) «Сажень-ТМ-БИС», регистрирующая длину волны 532 нм (Светлое, Ленинградская обл., Россия).

Что касается наблюдений в далеком УФ диапазоне, то для них нельзя использовать телескопы, подобные оптическим, т. к. фотоны высокой энергии будут не отражаться, а поглощаться самим отражателем. Поэтому используют аппаратуру с обтекающей оптикой, т.е. на отражатели УФ лучи падают не под прямым, а под большим углом.

Главные достижения УФ астрономии: 1) выявление холодного газового гало Млечного Пути и других галактик; 2) обнаружение звездного ветра, т.е. потери материи звездами; 3) изучение эволюции бинарных систем; 4) выявление выброса водяного пара кометами; 5) изучение спектра Сверхновой SN1987A.

Рентгеновская астрономия

Аппаратура для регистрации и анализа рентгеновского излучения скорее является детекторами, чем телескопами. Она устанавливается на борту спутников, а на первых этапах развития рентгеновской астрономии – на воздушных шарах на высоте ~ 40 км , а затем – на ракетах. В частности, в 1948 г., когда аппаратура была установлена на ракете V2, удалось обнаружить рентгеновское излучение Солнца, а в 1960 г. было получено первое изображение Солнца в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. группа ученых, в состав которой входили итальянские астрономы Росси и Джаккони, прикрепила счетчик Гейгера на ракете, которая просуществовала 350 с, и обнаружила источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. В 1966 г. был открыт первый внегалактический источник рентгеновского излучения – гигантская эллиптическая галактика M87.

Первым спутником, на котором была установлена рентгеновская аппаратура, был «Ухуру» (запуск в 1970 г.). За ним последовали спутник «Эйнштейн» (запуск в 1978 г.), астрономическая обсерватория с обтекающей оптикой HEAO (High Energy Astronomical Observatory) и другие. Новейшим спутником такого типа является европейский спутник XMM (запуск в 1999 г., фото 1.4).

Фото 1.4. Спутник XMM (рентгеновский диапазон)

Рентгеновский диапазон электромагнитного спектра также условно делится на две части: а) «мягкие» рентгеновские лучи (длина волны от 1 мм до 10 мм ); б) «жёсткие» лучи (длина волны от 0,01 мм до 1 мм ). Если сигнал не очень сильный, то в мягком диапазоне используют аппаратуру с «обтекающей оптикой». Однако для наблюдения в жестких рентгеновских лучах аппаратура состоит из следующих частей: 1) механизм обнаружения, который преобразует энергию фотонов в электронные сигналы; эти сигналы позволяют установить количество регистрируемой энергии, продолжительность излучения и др. особенности излучения; 2) специфический телескоп-детектор, собирающий рентгеновские лучи в узкий пучок и создающий изображение, принципиально отличающийся своей конструкцией от оптического телескопа.

Небесные галактические источники рентгеновского излучения часто бывают связаны с бинарными системами, имеющими в своем составе объект высокой плотности, например, нейтронную звезду. Такие системы дают, как правило, рассеянное излучение. Среди внегалактических источников – активные галактические ядра (АГЯ), галактики и скопления галактик.

Гамма астрономия

Гамма-лучи, идущие из космоса, делят на «мягкие» (длина волны от 0,001 мм до 0,0 1 мм ) и «жесткие» (длина волны менее 0,001 мм ). Аппаратура для регистрации гамма-излучения по своим конструктивным особенностям является детекторами, а не телескопами.

Первым спутником для гамма-астрономии был COS-B (запуск в 1975 г.). Он обнаружил два источника гамма-излучения, которые находятся на противоположных сторонах Галактики. Один из них связан с Крабовидной туманностью созвездия Тельца, остатком Сверхновой внутри которой является пульсар. Природа второго источника, получившего название «Джеминга», пока не выяснена. В 1991 г. НАСА запустило спутник GRO (Gamma Ray Observatory, фото 1.5).

Фото 1.5. Спутник GRO (гамма диапазон)

Основные открытия гамма-астрономии: 1) обнаружено диффузное (неравномерне) гамма-излучение нашей Галактики; 2) выявлены источники с интенсивным излучением в созвездиях Парус и Лебедь; 3) открыт внегалактический источник гамма-излучения 3S273.

Нейтринная астрономия

Нейтрино – это элементарная частица, не имеющие электрического заряда. В 1931 г. швейцарский физик Вольфганг Паули высказал предположение о существовании такой частицы, название ей дал Энрико Ферми (от итал. «нейтрино» — «маленький нейтрончик»), а экспериментально нейтрино было обнаружено лишь в 1956 г. вследствие очень слабого взаимодействия с веществом

С точки зрения астрофизики нейтрино имеет огромное значение. В настоящее время проводятся эксперименты с целью вычисления массы нейтрино: пока считают, что она менее 1/25000 массы электрона. Если масса нейтрино действительно окажется не равной нулю, то, как предполагают, из них могут состоять участки темной материи Вселенной. Кроме того, нейтрино возникают в большом количестве в процессе ядерных реакций внутри Солнца и других звезд, тем самым уменьшая их радиоактивность.

Солнечные нейтрино (а именно их и удается зарегистрировать) попадают на Землю в заметном количестве (но в меньшем, чем предполагалось теоретически). Через каждый 1 см 2 земной поверхности ежесекундно проходят ~109 нейтрино. Такой поток представляет собой уникальный сверхбыстрый вид «транспорта», способный донести информацию непосредственно из «сердца» Солнца. Наконец, нейтрино всегда образуются в процессе взрыва Сверхновой, поэтому несут информацию ходе эволюции звезд и судьбе их компактных остатков. Единственным случаем обнаружения источника нейтрино, отличного от Солнца, был взрыв сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке.

Вследствие очень слабого взаимодействия нейтрино с материей они беспрепятственно (без поглощения) проходят сквозь объекты земного диаметра. Поэтому их трудно изучать. Для обнаружения нейтрино используют большие резервуары – ловушки в виде чанов, наполненные химическим соединением на основе хлора (рис. 1.6) или галлия. Атомы хлора взаимодействуют с нейтрино и превращаются в аргон. Большой размер ловушек обусловлен повышением вероятности взаимодействия какого-либо нейтрино с веществом ловушки. Несмотря на все это, выявляется всего несколько нейтрино в течение суток.

Рис. 1.6. Схема хлорного детектора Девисона для регистрации солнечных нейтрино

Чтобы избежать случайного возникновения посторонних сигналов при прохождении сквозь ловушки частиц другого типа, ловушку помещают: а) в глубине гор, например, японский детектор SuperKamiokande расположен на глубине 1 км внутри горы в Японии; б) глубоко под землёй, например, японские подземные детекторы Kamiokande-II (1986-1995 гг.) и KamLAND (запуск в 2002 г.) находятся на глубине порядка 1 км и работают на основе эффекта Вавилова — Черенкова; в) на дне океана (пока не реализовано); г) в глубине вод озера Байкал, как было предложено академиком А. Е. Чудаковым в конце 1970-х гг., строительство детектора НТ-200 (рис. 1.7) было начато в 1990 г. на глубине более 1 км и затем впервые в мире зарегистрировано подводное нейтрино в 1994 г.; г) во льдах Антарктики, например, детекторы AMANDA, AMANDA-II и IceCube (рис. 1.8) на станции Амундсен-Скотт. Вторичное космическое излучение, легко взаимодействующее с веществом, существенно поглощается горами и водой, а нейтрино беспрепятственно попадают в ловушки.

Наверное, нет ни одного человека на всей планете, кто не задумывался о непонятных мерцающих точках на небе, которые видны ночью. Почему Луна ходит вокруг Земли? Все это и даже больше изучает астрономия. Что такое планеты, звезды, кометы, когда будет затмение и почему в океане происходят приливы - на эти и многие другие вопросы отвечает наука. Давайте разберемся в ее становлении и значении для человечества.

Определение и структура науки

Астрономия - это наука о строении и происхождении различных космических тел, небесной механике и развитии вселенной. Название ее происходит от двух древнегреческих слов, первое из которых означает «звезда», а второе - «установление, обычай».

Астрофизика изучает состав и свойства небесных тел. Подразделом ее является звездная астрономия.

Небесная механика отвечает на вопросы о движении и взаимодействии космических объектов.

Космогония занимается происхождением и эволюцией вселенной.

Таким образом, сегодня обычные земные науки с помощью современной техники могут распространить область исследования далеко за пределы нашей планеты.

Предмет и задачи

В космосе, оказывается, находится очень много самых разнообразных тел и объектов. Все они изучаются и составляют, собственно, предмет астрономии. Галактики и звезды, планеты и метеоры, кометы и антивещество - все это лишь сотая доля вопросов, которые ставит перед собой эта дисциплина.

Недавно появилась потрясающая возможность практического С этого времени космонавтика (или астронавтика) гордо стала плечом к плечу с академическими исследователями.

Об этом человечество мечтало давно. Первая известная повесть - «Сомниум», написанная в первой четверти семнадцатого века. И только в двадцатом столетии люди смогли взглянуть на нашу планету со стороны и посетить спутник Земли - Луну.

Темы астрономии не ограничиваются только этими проблемами. Далее мы поговорим более подробно.

Какие же методики применяются для решения задач? Первая и самая древняя из них - наблюдение. Следующие возможности появились только недавно. Это фотография, запуск космических станций и искусственных спутников.

Вопросы, касающиеся происхождения и эволюции вселенной, отдельных объектов, пока не могут быть в достаточной мере изучены. Во-первых, не хватает накопленного материала, а во-вторых, многие тела находятся слишком далеко для точного изучения.

Виды наблюдений

Вначале человечество могло похвастаться лишь обычным визуальным наблюдением за небосводом. Но и такой примитивный метод дал просто потрясающие результаты, о которых мы поговорим немного позже.

Астрономия и космос сегодня связанны как никогда. Объекты изучают с помощью новейшей техники, что позволяет развиваться многим отраслям этой дисциплины. Давайте познакомимся с ними.

Оптический метод. Древнейший вариант наблюдения с помощью невооруженных глаз, при участии биноклей, подзорных труб, телескопов. Сюда же относится и изобретенная недавно фотография.

Следующий раздел касается регистрации инфракрасного излучения в космосе. С его помощью фиксируют невидимые предметы (например, скрытые за газовыми облаками) или состав небесных тел.

Значение астрономии невозможно переоценить, ведь она отвечает на один из вечных вопросов: откуда мы произошли.

Следующие методики исследуют вселенную на предмет гамма-излучений, рентгеновских волн, ультрафиолета.

Также существуют методики, не связанные с электромагнитным излучением. В частности, одна из них базируется на теории нейтринного ядра. Гравитационно-волновая отрасль изучает космос по распространению этих двух действий.
Таким образом, виды наблюдений, известные в нынешнее время, значительно расширили возможности человечества в освоении космоса.

Давайте посмотрим на процесс становления этой науки.

Зарождение и первые этапы развития науки

В древности, во времена первобытнообщинного строя, люди только начинали знакомиться с миром и определять явления. Они пытались осознать смену дня и ночи, сезоны года, поведение непонятных вещей, таких как гром, молния, кометы. Что такое Солнце и Луна - тоже пока оставалось загадкой, поэтому их причисляли к божествам.
Однако, несмотря на это, уже в эпоху расцвета Шумерского царства жрецы в зиккуратах делали достаточно сложные вычисления. Они разделили видимые светила на созвездия, выделили в них известный сегодня «зодиакальный пояс», разработали лунный календарь, состоящий из тринадцати месяцев. Также ими был открыт «цикл Метона», правда, немного раньше это сделали китайцы.

Египтяне продолжили и углубили изучение небесных тел. У них вообще сложилась потрясающая ситуация. Река Нил разливается в начале лета, как раз в это время на горизонте начинает появляться которая пряталась в зимние месяцы на небосвод другого полушария.

В Египте впервые начали делить сутки на 24 часа. Но неделя в начале у них была десятидневной, то есть месяц состоял из трех декад.

Однако наибольшее развитие древняя астрономия получила в Китае. Здесь умудрились практически точно рассчитать длину года, могли прогнозировать солнечные и лунные затмения, вели учет комет, пятен на Солнце и прочих необычных явлений. В конце второго тысячелетия до нашей эры появляются первые обсерватории.

Период античности

История астрономии в нашем понимании невозможна без греческих созвездий и терминов в небесной механике. Хотя вначале эллины и ошибались очень сильно, но со временем они смогли сделать достаточно точные наблюдения. Ошибка, например, состояла в том, что появляющуюся утром и вечером Венеру они считали двумя разными объектами.

Первыми, кто особое внимание уделил этой сфере знаний, были пифагорейцы. Они знали, что Земля имеет форму шара, а день и ночь сменяются, потому что она вращается вокруг своей оси.

Аристотель смог рассчитать окружность нашей планеты, правда, ошибся в большую сторону вдвое, но и такая точность для того времени была высока. Гиппарх смог рассчитать длину года, ввел такие географические понятия, как широта и долгота. Составил таблицы солнечных и лунных затмений. По ним можно было предсказать эти явления с точностью до двух часов. Поучиться бы нашим метеорологам у него!

Последним светилом античного мира был Клавдий Птолемей. Имя этого ученого история астрономии сохранила навсегда. Гениальнейшая ошибка, определившая надолго развитие человечества. Он доказал гипотезу, по которой Земля находится в а все небесные тела вращаются вокруг нее. Благодаря воинственному христианству, пришедшему на смену римскому миру, многие науки были заброшены, такие как астрономия тоже. Что такое и какова окружность Земли, никого не интересовало, больше спорили о том, сколько ангелов пролезет в ушко иглы. Поэтому геоцентрическая схема мира на многие века стала мерилом истины.

Астрономия индейцев

Инки рассматривали небосвод немного иначе, чем остальные народы. Если обратиться к термину, то астрономия - это наука о движении и свойствах небесных тел. Индейцы же этого племени в первую очередь выделяли и особо почитали «Великую Небесную Реку» - Млечный путь. На Земле ее продолжением была Вильканота - главная река возле города Куско - столицы инкской империи. Считалось, что Солнце, зайдя на западе, опускалось на дно этой реки и по нему переходило на восточную часть небосклона.

Достоверно известно, что инки выделяли следующие планеты - Луна, Юпитер, Сатурн и Венера, причем без телескопов сделали наблюдения, которые смог повторить только Галилей с помощью оптики.

Обсерваторией у них были двенадцать столбов, которые располагались на пригорке возле столицы. С их помощью определялось положение Солнца на небосводе и фиксировалась смена времен года, месяцев.

Майя же, в отличие от инков, развили знания очень глубоко. Основная масса того, что изучает астрономия сегодня, была им известна. Они сделали очень точный расчет продолжительности года, месяц делили на две недели по тринадцать дней. Началом же хронологии считался 3113 год до нашей эры.

Таким образом, мы видим, что в Древнем мире и среди племен «варваров», каковыми их считали «цивилизованные» европейцы, изучение астрономии было на очень высоком уровне. Давайте посмотрим, чем же могли похвастать в Европе после падения античных государств.

Средневековье

Благодаря усердию инквизиции в позднем средневековье и слабому развитию племен на раннем этапе этого периода многие науки шагнули назад. Если в эпоху античности люди знали, что изучает астрономия, и многие интересовались подобной информацией, то в средние века более развитой стала теология. За разговоры о том, что Земля круглая, а Солнце располагается в центре, можно было сгореть на костре. Подобные слова считались кощунством, а люди назывались еретиками.

Возрождение, как ни странно, пришло с востока через Пиренеи. Арабы принесли в Каталонию знания, сохраненные их предками еще со времен Александра Македонского.

В пятнадцатом века кардинал Кузанский высказывал мнение, что вселенная бесконечна, а Птолемей ошибается. Подобные изречения были богохульными, но очень сильно опережали время. Поэтому их посчитали бредом.

Но революцию совершил Коперник, который перед смертью решился опубликовать исследование всей своей жизни. Он доказал, что в центре находится Солнце, а Земля и остальные планеты вращаются вокруг него.

Планеты

Это небесные тела, которые вращаются по орбите в космосе. Свое название они получили от древнегреческого слова «странник». Почему так? Потому что древним людям они казались путешествующими звездами. Остальные стоят на обычных местах, а они каждый день передвигаются.

В чем их отличие от других объектов во вселенной? Во-первых, планеты достаточно мелкие. Размер им позволяет очистить свой путь от планетезималей и прочего мусора, но его недостаточно для того, чтобы началась как у звезды.

Во-вторых, благодаря своей массе, они приобретают округлую форму, а вследствие определенных процессов формируют себе плотную поверхность. В-третьих, планеты обычно вращаются в определенной системе вокруг звезды или ее останков.

Древние люди считали эти небесные тела «посланниками» богов или полубожествами, более низкого ранга, чем, например, Луна или Солнце.

И только Галилео Галилей впервые с помощью наблюдений в первые телескопы смог сделать вывод, что в нашей системе все тела ходят по орбитам вокруг Солнца. За что и пострадал от инквизиции, заставившей его замолчать. Но дело было продолжено.

По определению, признанному сегодня большинством, планетой считаются только тела с достаточной массой, которые вращаются вокруг звезды. Остальное - это спутники, астероиды и прочее. С точки зрения науки одиночек в этих рядах нет.

Итак, время, за которое планета делает полный круг по своей орбите вокруг звезды, называется планетарным годом. Наиболее близкое место на ее пути к звезде - это периастр, а самое дальнее - апоастр.

Второе, что важно знать о планетах, это то, что у них наклонена ось относительно орбиты. Благодаря этому при вращении полушария получают разное количество света и радиации от звезд. Так происходит смена сезонов, времени суток, на Земле еще и сформировались климатические зоны.

Немаловажным является то, что планеты кроме своего пути вокруг звезды (за год), еще вращаются вокруг своей оси. В этом случае полный круг называется «сутки».
И последняя особенность подобного небесного тела - это чистая орбита. Для нормального функционирования планета должна по пути, сталкиваясь с различными более мелкими объектами, уничтожить всех «конкурентов» и путешествовать в гордом одиночестве.

В нашей Солнечной системе есть разные планеты. Астрономия всего насчитывает их восемь. Первые четыре относятся к «земной группе» - Меркурий, Венера, Земля, Марс. Остальные делятся на газовых (Юпитер, Сатурн) и ледяных (Уран, Нептун) гигантов.

Звезды

Мы их видим каждую ночь на небосклоне. Черное поле, усеянное блестящими точками. Они формируют группы, которые называются созвездиями. И все же не зря же в их честь названа целая наука - астрономия. Что такое «звезда»?

Ученые говорят, что невооруженным глазом при достаточно хорошем уровне зрения человек может увидеть по три тысячи небесных объектов в каждом из полушарий.
Они издавна манили человечество своим мерцанием и «неземным» смыслом существования. Давайте разберемся подробнее.

Итак, звезда - это массивный комок газа, некое облако с достаточно высокой плотностью. Внутри его происходят или происходили ранее термоядерные реакции. Масса подобных объектов позволяет им формировать вокруг себя системы.

При изучении этих космических тел ученые выделили несколько способов классификации. Вы, наверное, слышали о «красных карликах», «белых гигантах» и прочих «жителях» вселенной. Итак, на сегодня одна из наиболее универсальных классификаций - типология Моргана-Кинана.

Она подразумевает деление звезд по величине и спектру излучения. По убыванию группы носят названия в виде букв латинского алфавита: O, B, A, F, G, K, M. Чтобы вы немного разобрались в ней и нашли точку отсчета, Солнце, согласно этой классификации, попадает в группу «G».

Откуда же берутся подобные гиганты? Они формируются из наиболее распространенных во вселенной газов - водорода и гелия, а вследствие гравитационной компрессии приобретают окончательную форму и вес.

Наша звезда - это Солнце, а ближайшая к нам - проксима Центавра. Она располагается в системе и находится от нас на расстоянии 270 тысяч расстояний от Земли до Солнца. А это около 39 триллионов километров.

Вообще все звезды измеряются в соответствии с Солнцем (их масса, размер, яркость в спектре). Расстояние же до подобных объектов считается в световых годах или парсеках. Последний равен примерно 3,26 светового года, или 30,85 триллионов километров.

Любители астрономии, несомненно, должны знать и разбираться в этих цифрах.
Звезды, как и все в нашем мире, вселенной, рождаются, развиваются и умирают, в их случае - взрываются. Согласно гарвардской шкале, они делятся по спектру от голубых (молодых) до красных (старых). Наше Солнце относится к желтым, то есть «зрелого возраста».

Также существуют коричневые и белые карлики, красные гиганты, переменные звезды и много других подтипов. Они отличаются уровнем содержания разных металлов. Ведь именно сгорание разных веществ вследствие термоядерных реакций позволяет измерять спектр их излучения.

Также существуют названия "новая", "сверхновая" и "гиперновая". Эти понятия не совсем отражаются в терминах. Звезды - как раз старые, в основном заканчивающее свое существование взрывом. А слова эти обозначают всего лишь то, что их заметили только во время коллапса, до этого они совершенно не фиксировались даже в самые лучшие телескопы.

Если смотреть на небо с Земли, отчетливо видны скопления. Древние люди давали им имена, слагали о них легенды, помещали туда своих богов и героев. Сегодня мы знаем такие названия, как Плеяды, Кассиопея, Пегас, пришедшие к нам от древних греков.

Однако сегодня учеными выделяются Если говорить просто, то представьте, что мы видим на небе не одно Солнце, а два, три или даже больше. Таким образом, существуют двойные, тройные звезды и скопления (там, где светил больше).

Занимательные факты

Планета вследствие разных причин, например, удаленности от звезды, может «уйти» в открытый космос. В астрономии такое явление получило название «планета-сирота». Хотя большинство ученых все-таки настаивают на том, что это протозвезды.

Интересной особенностью звездного неба является то, что фактически оно не такое, каким мы его видим. Многие объекты уже давно взорвались и перестали существовать, но находились настолько далеко, что мы до сих пор видим свет от вспышки.

Недавно была распространена мода на поиск метеоритов. Как же определить что перед вами: камень или небесный пришелец. На этот вопрос отвечает занимательная астрономия.

В первую очередь метеорит плотнее и тяжелее большинства материалов земного происхождения. Благодаря содержанию железа он имеет магнетические свойства. Также поверхность небесного объекта будет оплавленной, поскольку во время падения он перенес сильнейшую температурную нагрузку вследствие трения с атмосферой Земли.

Мы рассмотрели основные моменты такой науки, как астрономия. Что такое звезды и планеты, историю становления дисциплины и некоторые забавные факты вы узнали из статьи.

Вопрос 1.

Навигационный секстан: назначение, устройство, основные тактико-технические данные и выверки. Секстаном - называется угломерный инструмент, построенный на принципе отражательной схемы и предназначенный для измерения углов на подвижной основе. Название "секстан" связано с величиной его дуги лимба, равной приблизительно 1/6 окружности (по-латыни sextantis-шестая часть). Секстан служит для измерения высоты светила, т.е. вертикального угла между плоскостью горизонта и направлением на светило. Кроме вертикальных углов, секстаном можно измерять горизонтальные углы между направлениями на земные ориентиры (предметы) при определении места судна навигационными способами. При измерении секстаном вертикальных и горизонтальных углов один из предметов наблюдается прямовидимо, изображение же другого предмета наблюдатель видит после отражения от двух зеркал. Чтобы измерить угол, эти два изображения необходимо совместить.

Секстан состоит из металлической или пластмассовой рамы в форме сектора. На раме расположен лимб с градусными делениями, а по торцу дуги нарезана зубчатая рейка. На левом радиусе рамы укреплены неподвижное малое зеркало и светофильтры. На правом радиусе рамы имеется угольник с кольцом, служащий для крепления на ней астрономической трубы и подъемного механизма. На подвижном радиусе- алидаде крепится большое зеркало и на противоположном ее конце установлен винт с отсчетным барабаном, наружная поверхность которого имеет 60 минутных делений. Число градусов показывает индекс, нанесенный около выреза на алидаде. Минуты и десятые доли минуты отсчитываются на барабане. При вращении барабана алидада передвигается, что дает возможность точно совместить прямовидимое и отраженное изображения предметов. Точность измерения углов секстаном 0,1¢. На оборотной стороне рамы имеются ручка и две ножки. Измеряя высоту, нужно в поле зрения трубы секстана совместить светило (или края его диска) с линией видимого горизонта. Совмещение производят в вертикале светила. Установить индекс алидады на 0° и навести трубу на светило. Передвигая алидаду от себя, одновременно опустить секстан к горизонту так, чтобы дважды отраженное изображение светила оставалось все время в поле зрения трубы. Как только появиться прямовидимое изображение горизонта, приступить к точному визированию высоты.

В
судовых условиях выполняют следующие выверки секстана
: проверку положения трубы (для СНО-М и дневной СНО-Т) - перед плаванием, но не реже чем через 3 мес.; проверку перпендикулярности большого и малого зеркал (в указанной последовательности) к плоскости лимба не реже раза в неделю и при подозрении, что установка зеркал нарушена. Поправку индекса секстана необходимо определять каждый раз непосредственно до или после измерения высот светил. Подготовка секстана. Проверка параллельности оптической трубы (дневной или универсальной) плоскости лимба . Секстан устанавливают на горизонтальную поверхность. Алидада ставится на середину лимба, отфокусированная труба - на своё штатное место, а диоптры - на край лимба так, чтобы вертикальная плоскость, проходящая через них, была параллельна оси трубы. Прицеливаются диоптрами, на какой- то удалённый предмет (см. рис.) Если этот предмет располагается в поле зрения по вертикали(положение а) ось трубы параллельна плоскости лимба. Если же предмет смещён вверх или вниз (положение б и в), то ось трубы непараллельная плоскости лимба и её следует выправить, действуя винтами, крепящими трубу.

Проверка перпендикулярности большого зеркала плоскости лимба . Секстан устанавливают на горизонтальную плоскость большим зеркалом к себе, алидаду на отсчёт лимба около 40°, диоптры - на края лимба так, чтобы их плоскости располагались по касательной к внутренней дуге лимба. Судоводитель должен видеть, помимо большого зеркала (справа), часть диоптра 5, установленного на 0°, а часть другого диоптра - отражённой в большом зеркале. При перпендикулярном зеркале верхние срезы диоптров будут представлять непрерывную линию (положение отражённого диоптра 4). Если же зеркало не перпендикулярно плоскости лимба, то срезы диоптров составят ступеньку (положения 1 и 3 , отражённого диоптра). Вращая регулировочный винт большого зеркала, добиваются положения 4 отражённого диоптра. Проверка перпендикулярности малого зеркала плоскости лимба . Секстан вооружается отфокусированной трубой. Алидада устанавливается на нуль по лимбу и барабану. Труба наводится на какой-то удалённый предмет (лучше светило). Вращая барабан, проводят дважды отражённое изображение предмета через прямовидимое. При перпендикулярном положении зеркала дважды отражённое изображение точно перекроет прямовидимое. В противном случае барабаном выводят дважды отражённое изображение предмета на одну горизонталь с прямовидимым и нижним регулировочным винтом малого зеркала совмещают оба изображения. Проверка параллельности зеркал (определение поправки индекса). При установке алидады на нуль по лимбу и барабану плоскости обоих зеркал должны быть параллельны. Угол их расхождения называется поправкой индекса: i = 360° - OC 1 (1) Отсчёт погрешности индекса может быть получен одним из четырёх приёмов: по звезде, видимому горизонту, предмету, Солнцу. Методика определения поправки индекса первыми тремя приёмами одинакова. Секстан вооружается отфокусированной трубой. Алидада устанавливается на 0°. Труба наводится на выбранный объект. Вращением барабана дважды отражённое изображение объекта наблюдения совмещается с прямовидимым и снимается ОС 1 . Если индекс алидады смещён влево от нуля пункта делений лимба, то градусы записываются 360, 361° и т.д., если же вправо - то 359, 358°С и т.д. Поправка индекса с её знаком определяется по формуле (1). При определении поправки по Солнцу последовательно совмещают верхний и нижний края прямовидимого изображения Солнца с нижним и верхним краями дважды отражённого. Совместив верхний край прямовидимого изображения Солнца 2 с нижним краем дважды отражённого 3 , получают ОС i1 . Совместив нижний край прямовидимого изображения с верхним краем дважды отражённого 1, получают ОС i2 . OCi = OCicp = (ОC i1 + OC i2 ) / 2; Поправка индекса вычисляется по формуле (1). R " e = (OC i 2 OC i 1 ) /4 . (2). Сравнивая полудиаметр Солнца, полученный по формуле 2, с полудиаметром, выбранным на дату наблюдения из МАЕ Re, контролируют правильность определения i, которая считается достоверной, если: R"e- Re £ 0.3" Если i > 5", её уменьшают. Для этого алидаду вновь устанавливают на нуль по лимбу и барабану и совмещают дважды отражённое изображение объекта наблюдений с прямовидимым верхним регулировочным винтом. После этого вновь производят установку малого зеркала перпендикулярно плоскости лимба и определяют остаточную поправку индекса одним из описанных приёмов.

Вопрос №2

Время. Организация службы времени на судне. Служба времени организуется на судне для судовождения и для нормальной жизни на судне. В службу времени входят: хронометр, палубные часы, судовые часы, секундомеры, хронометрический журнал, журнал сличения. Повседневная служба времени предусматривает: Ежедневный завод хронометров и палубных часов в одно и то же время; Ежедневное определение поправок хронометра в одно и то же время по радиосигналам точного времени и запись её в хронометрическом журнале; Сличение палубных часов с хронометром и запись его в журнал сличения; Определение суточного хода хронометра и его вариации. Перевод судовых часов при переходе из одного часового пояса в другой; Ежедневное согласование и регулирование всех часов; Отметки времени на ленте самописцев. Категорически запрещается разборка каких-либо измерителей времени. Ремонт – только в мастерских. Хронометр должен выдавать GMT с точностью до 0,5с. Судовые часы в радиорубке должны показывать киевское время с точностью до 6 сек; в штурманской и МКО – судовое время с точностью до 0,5 мин, остальные – до 1 мин. В судовождении используется три системы счета времени : звездное, истинное солнечное и среднее солнечное. Звездное время – промежуток времени, прошедший с момента верхней кульминации токи Овна до данного ее положения. Звездные сутки – промежуток времени между 2 последовательными верхними кульминациями точки Овна. S = t + α – основная ф-ла звездного времени ; t - часовой угол светила в круговом счете; α - прямое восхождение; S - звездное время. Человек связывает счет времени с положением Солнца на небесном своде. Ежедневное запаздывание верхней кульминации центра истинного Солнца приводит к тому, что начало звездных суток будет приходиться на разное по освещенности поверхности Земли Солнцем время: 21.03 и истинные и звездные сутки начнутся в полдень, то 22.06 они начнутся в 6 ч по истинному солнечному времени, 23.09 в полночь, 22.12 в 18 ч. Предшествующих суток. Это неудобно, поэтому в повседневной жизни звездное время не используется. Вторая причина – неравенство истинных и звездных часов, минут, секунд. Истинное солнечное время – промежуток времени прошедший с момента верхней кульминации центра истинного Солнца до данного положения его на меридиане. Видимый годовой путь вокруг Земли Солнце совершает по эклиптике, а циферблат истинных часов – небесный экватор. Поэтому стрелкой этих часов является не сам центр истинного Солнца, а точка пересечения его меридиана с небесным экватором. Из сказанного выше следует, что стрелка истинных солнечных часов будет изо дня в день менять скорость своего движения по циферблату (небесному экватору). Такая неравномерность усугубляется еще и тем, что само истинное Солнце движется по эклиптике неравномерно. Поэтому истинное солнечное время не используется для нужд человека. Истинное Солнце заменяют условной точкой, движущейся по небесному экватору с постоянной скоростью, равной средней скорости движения истинного Солнца по эклиптике, в том же направлении что и истинное Солнце. Эта точка – среднее Солнце. Обязательное условие выбора среднего Солнца в перигее: λ © = α „ ; где λ © - долгота истинного Солнца, α „ - прямое восхождение среднего Солнца. Перигей – точка эклиптики, ближайшая к Земле. Средним солнечным временем наз промежуток времени от нижней кульминации среднего Солнца до данного его положения. Средние солнечные сутки равны полному обороту Земли вокруг своей оси относительно среднего Солнца. Начало средних солнечных суток приходится в полночь, а в фундаментальной астрономии – в полдень. Такой счет времени принят в повседневной человеческой жизни и получил название гражданского времени. Связь между истинным солнечным и средним солнечным временем определяется уравнением времени η. η =t „ – t © = α © – α „ ; знак уравнения времени считается положительным, если среднее Солнце опережает истинное. Из уравнения времени определяется не только значение, но и знак. Связь гражданского времени с часовым углом среднего Солнца: Т=t „ + 12 ч (180˚). Также η=Т вк - 12 ч,

Для наблюдателей расположенных на разных меридианах гражданское время разное. Т.к. отсчет его ведется от меридиана наблюдателя. Также существует разновидность гражданского - гринвичское, местное, поясное и летнее время. Демаркационная линия времени – линия при пересечении которой при движении судна с Е на W дата пропускается.

T м =Тгр±λ E W – местное время; S м =Sгр±λ E W – местное время; T п =Тгр±Ν E W – поясное время. Служба времени на судне организуется для обеспечения нормальной жизни на судне. В СВ входят: хронометр, палубные часы, судовые часы, секундомер, хронометрический журнал и журнал сличений. С В предусматривает: 1) ежедневный завод хронометров и палубных часов; 2) ежедневное определение поправок хронометра строго в одно и тоже время по радиосигналам времени с последующей записью в хронометрический журнал; 3) ежедневное сличение палубных часов с хронометром с записью в журнал сличений; 4) ежедневное определение суточного хода и его вариации; 5) перевод судовых часов при переходе из одного пояса в другой; 6) ежедневное согласование часов штурманской рубке и в МО; Тритий помощник капитана возглавляет и организует службу времени.

Вопрос №3

В
идимое суточное движение светил и сопровождающие его явления
. Наблюдая в течение нескольких часов за звездным небом, заметим, что созвездия, расположенные в восточной стороне небесного свода, поднимутся выше, а находящиеся на западе зайдут. Наблюдателю представляется, что весь небесный свод вместе со светилами вращается вокруг некоторой оси в направлении с востока на запад. Наблюдаемое движение светил в направлении с востока на запад является видимым, т. е. кажущимся. Его причиной на самом деле слу­жит вращение Земли вокруг своей оси с запада на восток. В сфери­ческой астрономии принято, однако, рассматривать все явления так, как они представляются наблюдателю. Поэтому для удобства рассуж­дений будем считать Землю неподвижной, а небесные светила - вра­щающимися. Вместе с наблюдателем остаются неподвижными и свя­занными с ним линии и круги небесной сферы: отвесная линия(ZOn) , истин­ный горизонт(NESW) с полуденной линией NS , ось мира(P N Ps) , меридиан наблюда­теля(P N Q′P S Q ), первый вертикал(ZEnW) и небесный экватор(QЕQ′W) .

Видимое суточное движение све­тил происходит по небесным парал­лелям в направлении по часовой стрелке, если смотреть на сферу со стороны Северного полюса ми­ра pn. В зависимости от соотношения широты наблюдателя ф и склоне­ния д все светила при своем дви­жении по параллелям будут про­ходить те или иные характерные положения. Кульминацией светила называется точка пересечения центром све­тила меридиана наблюдателя. Если светило находится на полуденной части меридиана наблюдателя, то его кульминация называется верх­ней, а если на полуночной, - нижней. Истинным восходом светила называется точка пересечения цент­ром светила е-й части истинного горизонта, а истинным заходом - точка пересечения его W-й части. Следовательно, условием восхода и захода светил в данной широте является неравенство б < 90° - ф.

Особенности видимого суточного движения светил для наблюда­телей на полюсах или экваторе. Для наблю­дателя, находящегося на полюсе (ф = 90°), полюсы мира P N и ps сов­падают с точками Z и п, ось мира - с отвесной линией, а экватор - с истинным горизонтом. Наблюдателю доступна только одна половина небесной сферы. Наблюдатель не видит светил, склоне­ние которых разноименно с широтой. В суточном движении светила описывают круги, параллельные горизонту, высоты светил не изме­няются и равны склонениям. Светила не имеют точек кульминации, восхода и захода. Для наблюдателей на экваторе (= 0°) полюсы мира pn и P S совпадают с точками горизонта N и S , ось мира - с полуденной ли­нией, экватор - с первым вертикалом. Здесь все светила восходят и заходят. Параллели светил перпендикулярны горизонту и делятся пополам, т. е. время нахождения светил над горизонтом и под ним одинаковое.Расчеты Тс различных явлений : 1. Определение времени кульминации c ветил. В ежедневных таблицах на правой странице дается местное время на гринвичском меридиане верхней и нижней кульминаций Солнца и Луны на каждый день. Там же на левой странице под колонкой суточных эфемерид навигационных планет приведено местное время кульминации планеты на гринвичском меридиане на среднюю дату разворота. Рассчитываем суточное изменение  как разность двух моментов кульминаций для восточных долгот из предшествующего момента вычитаем настоящий момент, для западных из последующего настоящий. По вспомогательной таблице (приложение 1Б в МАЕ; поправка за долготу) по аргументам -долгота и -разность моментов выбираем поправку за долготу Т. Знак поправки одинаков со знаком . Получаем местное время кульминации Тм. Переводим местное время в судовое (через Гринвич). ТкТ=Тмс=Тгр№=Тп+1или 2 часа=Тд=Тс. 1 час если часы идут по декретному времени с 01.10 по 01.04, и 2 часа с 01.04 по 01.10; где Тп – поясное время. Тд – декретное время. 2.Определение времени восхода и захода Солнца и Луны, начала и конца сумерек . В ежедневных таблицах МАЕ на правой странице разворота приводятся моменты явления Тт на среднюю дату трехсуточного интервала. Момент явления выбирается для широты, ближайшей меньшей к заданной широте. В случае если заданная дата не совпадает со средней, используя суточные изменения необходимо рассчитать момент явления на заданную дату. Для предыдущей даты суточное изменение берется слева, для последующей справа. Моменты начала или конца сумерек выбираются на среднюю дату без интерполяции. Здесь же находим разность 1 (значение и знак) между моментом для последующей большей табличной широты, разность  между заданной широтой и меньшей табличной широтой, а так же замечаем величину табличного интервала широт (2,5или 10), между которыми производится интерполирование. Из таблицы приложения 1 (А. Поправка за широту) по аргументам  и 1 для соответсвующего интервала широт находим поправку Т (с тем же знаком, что и 1). Из таблицы приложения 1 (Б. Поправка за долготу) по аргументам  и суточные изменения 2 находим поправку Т (знак одинаков со знаком 2). Суточные изменения приведены слева и справа от моментов восхода и захода.Если долгота восточная берем слева, если западная справа. Знак суточных изменений определяется в зависимости от возрастания или убывания моментов к предыдущим или последующим суткам. При расчете начала сумерек поправкой за долготу можно пренебречь. Прибавляем со своими знаками найденные поправки Т , Т к выбранному моменту Тт и получаем местное вре6мя явления Тм. Приемом через Гринвич переводят Тм в Тс. Тт  Т  Т = Тм  
=Тгр N
= Тс

Вопрос 4.

Метод высотных линий положения: высотная изолиния, высотная линия положения и её элементы:

Высотная линия положения и ее элементы. В основе метода высотных линий положения заложено понятие о высотной линии положения (ВЛП), которую можно построить относительно счислимого места судна. Действительное место в момент наблюдений какого-либо светила находится на круге равных высот, сферический радиус которого R = Z = 90° – h, где h – измеренная и исправленная всеми поправками истинная геоцентрическая высота наблюденного светила.При нормальных условиях плавания судна, его счислимое и действительное (обсервованное) места, располагаются на сравнительно небольшом расстоянии одно от другого.Следовательно, для получения обсервованного места судна, можно ограничиться построением малых отрезков изолиний в районе счислимого места.Такие отрезки изолиний (кругов равных высот) малой кривизны, можно заменять прямыми линиями.При построениях на морской навигационной карте или специальном астрономическом бланке (форма Ш-8) именно так и поступают (рис. 11.8):линию азимута светила проводят из счислимой точки Мc в виде прямой линии под углом к меридиану равным АС = ИП* (азимут светила должен быть в круговой системе счета);высотную линию положения (ВЛП) проводят в виде прямой, касательной к кругу равных высот, соответствующего истинной высоте светила (hh).

Рис. 11.8. Построение кругов равных высот на карте. Сущность метода ВЛП

Точка К на круге равных высот, соответствующем истинной высоте светила, лежащая на кратчайшем расстоянии от счислимого места (Мc) называется определяющей точкой.Прямая, перпендикулярная к линии счислимого азимута светила (Ac) и проходящая через определяющую точку К, называется высотной линией положения (I–I).

Сущность метода высотных линий положения следует из рис. 11.8, на котором показаны: полюс освещения светила (точка а);

счислимое место наблюдателя на время замера высоты светила (точка Мc);часть круга равных высот (hh), соответствующая обсервованной, то есть измеренной и исправленной всеми поправками истинной высоте светила, радиусом R = Z0 =90° – h;часть круга равных высот (hchc), соответствующая счислимой высоте того же светила, то есть высоте светила, вычисленной по координатам счислимого места (Мc) с помощью таблиц или по формулам. Радиус этого круга: R′ = Zc = 90° – hc.Угол между северной частью истинного меридиана счислимого места и направлением на полюс освещения (NИМcа), представляет собой истинный пеленг полюса освещения (ИП) и рассчитывается с помощью таблиц или по формулам. ИП – это счислимый азимут светила (Аc*) в круговой системе счета. Расстояние от счислимого места (точки Мc) до определяющей точки (точки К) – отрезок МcК – принято называть переносом линии положения и обозначать буквой «n». Перенос ВЛП (n) – расстояние от счислимого места (точки Мc) до круга равных высот (hh), соответствующего истинной высоте светила: n = Zc – Z0 = (90°– hc) – (90° – h) = h – hc.n = h – hc Из рис. 11.8 следует, что для нанесения на карту ВЛП I–I знать местоположение полюса освещения и строить круги равных высот (hh и hchc) не требуется. Необходимо и достаточно знать значение счислимого азимута светила (Аc) и величину переноса (n).

Эти две величины (Аc и n) называют элементами ВЛП.

Вопрос №5

Определение места судна по одновременным наблюдениям светил .

ОМС по одновременным наблюдениям двух светил.Порядок действий, 1. Измеряются серии по 3-5 высот каждого светила, причём на каждый отсчёт секстана OCi засекается момент времени по хронометру Tхрi с точностью до 1с, после чего определяется вероятнейшее (среднее) значение ОСср и среднее время измерений Tср.2. На момент второго измерения замечается судовое время Тс с точно­стью до 1м, счислимые координаты судна, ИК или ПУ, скорость, от­счёт лага, высота глаза наблюдателя е, температура воздуха и атмо­сферное давление.3. Рассчитать приближенное Тгр и гринвичскую дату по замеченному Тс и номеру часового пояса. 4. По средним моментам хронометра и его поправке получить точное Тгр наблюдений каждого светила. 5. С помощью МАЕ по Тгр наблюдений и с получить местные практические часовые углы, а также склонения светил.6. По формулам сферической тригонометрии с помощью таблиц ТВА-57, ВАС-58 рассчитать счислимые высоты и азимуты светил.7. Исправив средние ОС всеми поправками, получить обсервованные высоты светил. 8. Первую обсервованную высоту привести к зениту вторых наблюдений. 9. Рассчитать переносы. 10. Проложить линии положения на карте. 11.Полученные обсервованные координаты, невязку, Тс, и ОЛ записать в судовой журнап.

Способ определения места судна по одновременным наблюдениям двух светил отличается сравнительной простотой. Однако полученная по двум линиям положения обсервованная точка при наличии систе­матических ошибок не получается достаточно определенной.Чтобы получить более точную и надежную обсервацию, необходи­мо иметь еще одну линию положения, т. е. определить место судна no-наблюдениям трех светил. Важным преимуществом такого способа определения является возможность исключить из результатов обсервации систематические погрешности наблюдения. Для этого при подборе звезд по глобусу желательно выполнить требование, заклю­чающееся в том, чтобы разность азимутов между каждой звездой была близка к 120°. Подобранные для наблюдений звезды С г , С 2 , С я (рис. 116, а) будут располагаться по всему горизонту. По возможности подбирают звезды с близкими по величине высотами (объектом наблю­дения могут являться также планеты).

Подготовку к наблюдениям, сами наблюдения, вычисления и про­кладку проводят в том же порядке, как и при определении места по двум светилам. Высоты первой и второй звезд обычно приводят к зе­ниту третьих наблюдений. В этом случае судовое время и отсчет лага замечают при взятии средней по порядку высоты третьей звезды. Особенности способа определения места по трем светилам прояв­ляются в анализе обсервации.

Т
ак как в полученных трех линиях положения /-/, //-// и ///- /// будут присутствовать систематические и случайные погрешности, то при прокладке на карте или бумаге эти линии, как правило, не пе-

Рис. 116. Нахождение обсервованного места при определении по трем (а) и по четырем (б) звездам

ресекаются в одной точке. Образованный ими треугольник называет­ся ложным треугольником или треугольником погрешностей. Задача судоводителя - отыскать наиболее вероятное место судна, т. е. такую обсервованную точку, которая ближе всего располагается к его действительному месту. Теоретические исследования показыва­ют, что если попарные разности азимутов трех светил были равны или близки к 120°, то обсервованное место М 0 (см. рис. 116, а), свободное от систематических ошибок, может приниматься внутри треугольника на пересечении его биссектрис.

Определение места судна по одновременным наблюдениям четырех светил C 1 C 2 , С 3 , С 4 (рис. 116, б) является еще более точным и надеж­ным способом, при применении которого также оказывается возмож­ным исключить влияние систематических погрешностей высот. Пре­имущество этого способа проявляется при условии правильного под­бора светил для наблюдений. Звезды должны подбираться по всему го­ризонту, чтобы разность азимутов между соседними светилами была близкой к 90° (см. рис. 116, б). Высоты «противоположных» звезд долж­ны быть по возможности близкими по значению. Подбор звезд делают заблаговременно по звездному глобусу. Объектом наблюдения могут быть также планеты, которые нужно нанести на глобус.

Наблюдения, вычисления и прокладку при определении по четырем светилам выполняют в обычном порядке. Высоты первых трех звезд приводят обычно к зениту четвертых наблюдений. Судовое время и отсчет лага в этом случае записывают при измерении средней по по­рядку высоты четвертой звезды. В результате вычислений получают элементы четырех линий поло­жения, которые прокладывают на карте или бумаге. Под действием случайных и систематических ошибок четыре ли­нии положения, как правило, не пересекаются в одной точке, образуя четырехугольник погрешностей. При правильном подборе светил, когда четырехугольник погреш­ностей близок к квадрату, обсервованную точку М 0 (см. рис. 116, б) принимают в пересечении линий, соединяющих середины противопо­ложных сторон четырехугольника.

Вопрос №6

Определение места судна по измерениям высот Солнца. Для получения обсервованного места судна необходимо нанести на карту не менее двух линий положения. Промежуток времени между двумя наблюдениями определяется необходимостью изменения азимута светила на 40-60. При различных условиях этот промежуток составляет от нескольких минут до 3-4 часов. При определении места судна по разновременным наблюдениям Солнца руководствуются следующим порядком работы. Подготовка к наблюдениям: выбрать время выхода на первые и вторые наблюдения, что особенно необходимо при плавании в малых и средних широтах; перед выходом на первые наблюдения подготовить секстан к измерениям высот Солнца, проверить перпендикулярность зеркал плоскости лимба; определить поправку индекса секстана по Солнцу, применяя контроль; если возможно измерить наклонение видимого горизонта наклономером; привести поправку хронометра к моменту наблюдения. Наблюдения: измерить три-пять высот Солнца, замечая при каждом измерении моменты по хронометру; при измерении средней высоты заметить Тс и ОЛ; записать ИК судна; если высота Солнца не превышает 50, записать температуру и давление воздуха. Вычисления: по замеченному Тс и номеру часового пояса рассчитать приближенное Тгр и гринвичскую дату наблюдений; по среднему моменту хронометра и его поправке получить точное Тгр наблюдений; с помощью МАЕ по Тгр наблюдений и с получить местный практический часовой угол и склонение Солнца; при помощи таблиц ТВА-57 определить счислимые высоту и азимут светила; исправив средний ОС всеми поправками, получить обсервованную высоту Солнца; рассчитать перенос. Первую линию положения прокладывают на карте, если есть необходимость в уточнении счисления. В промежутке между первыми и вторыми наблюдениями следует принимать меры к точному учету всех элементов счисления. Вторые наблюдения выполняют после изменения азимута Солнца на 40-60 в том же порядке, что и первые. При нахождении счислимой высоты и азимута включают в расчет координаты второй счислимой точки. Обе линии положения на карте прокладывают из счислимой точки, сооветсвующей моменту вторых наблюдений. Место судна принимают в пересечении линий положения.

Люди древности так же, как и мы, смотрели по ночам на звезды и Луну и пытались понять, что они собой представляют, почему перемещаются по небесному своду, влияют ли на земную жизнь. На последний вопрос они, как правило, отвечали утвердительно Астрономия, древнейшая из наук, на первых этапах своего развития существовала параллельно с астрологией. Составляя первые карты звездного неба и рассчитывая движение светил, исследователи былых времен в первую очередь стремились предсказать по ним будущее.

С другой стороны, астрономия была частью философской системы. Созерцание звезд наводило на размышления о смысле бытия, о месте человека в этом мире, о предназначении и свободе воли. Вопросы о том, как устроено мироздание, тесно переплетались с религиозными учениями и доктринами. Первыми астрономами были жрецы и монахи, прорицатели и философы.

Самые древние астрономические наблюдения были сделаны нашими предками десятки тысяч лет назад, когда не существовало ни письменности, ни тем более науки. Следы этих наблюдений сохранились в виде наскальных рисунков, изображающих небесные светила, фазы Луны, примитивные календари и т. п. Один из самых древних астрономических памятников, сохранившихся до наших дней, – Стоунхендж, расположенный на территории современной Великобритании. Начало его сооружения датируется III тыс. до н. э. Положение камней в Стоунхендже связано с наиболее значимыми астрономическими явлениями: солнцестояниями, равноденствиями, движением и фазами Луны.

В каждом из древних очагов цивилизации, существовавших на нашей планете, современными археологами найдены астрономические записи, рисунки и карты.

Еще пять тысяч лет назад древние вавилоняне разделили небо на созвездия, составили календарь, отражающий фазы и циклы Луны, определили, что год состоит из 365 дней с четвертью. Вавилонские жрецы могли предсказывать затмения Луны и Солнца, им же, по мнению ученых, принадлежит первенство деления года на двенадцать месяцев и создания недели, состоящей из семи дней (каждому дню покровительствовало одно из небесных светил).

В Египте, в III тыс. до н. э., существовал сотический календарь. Он начинался со дня восхода самой яркой звезды на небе, Сириуса (Сотиса). Египтяне знали, что с момента восхода Сириуса начинается разлив Нила, а значит, пришла пора приступать к сельскохозяйственным работам. Астрономы Древнего Египта считали, что Земля находится в центре мира, вокруг нее вращаются Луна и Солнце. Меркурий и Венера, в свою очередь, движутся вокруг Солнца (а с ним вместе вокруг Земли). Кроме этих двух планет, египтяне обнаружили на небе еще одну – за нее они принимали все остальные планеты солнечной системы.

В Китае наблюдением за небесным сводом еще в конце III тыс до н. э. занимались придворные астрономы, позже здесь были созданы обсерватории, оснащенные самыми передовыми для своего времени приборами. Первое упоминание о знаменитой комете Галлея обнаружено именно в китайских источниках, оно относится к III в. до н. э. Китайцы создали циклический календарь, который по сей день используется в странах Азии. Он основывается на движении Юпитера, полный оборот которого происходит приблизительно за 12 лет, и Сатурна, оборот которого занимает 60 лет. Каждому году цикла соответствует определенное животное (всего их 12) и одна из пяти стихий. К другим достижениям китайских астрономов можно отнести создание первого звездного каталога, умение с большой точностью предсказывать затмения, нахождение экваториальных координат звезд и планет.

Индийская астрономия изложена в Ведах, священных писаниях, созданных во II–I вв. до н. э. Самой важной задачей ведические ученые считали календарные расчеты, от которых зависела правильная организация обрядов и приношений богам. Астрономы Индии имели четкое представление о движении Луны по небу, путь этого светила они делили на 27 созвездий (стоянок). Годичный путь Солнца, эклиптика, был ими подробно изучен, так же как солнечные и лунные затмения.

Говоря об астрономии древних времен, нельзя не упомянуть цивилизацию Майя, создавшую удивительно точный календарь. Уже в I в. до н. э. астрономы Майя знали пять планет солнечной системы, от Меркурия до Юпитера, наблюдали за созвездиями, создавали уникальные обсерватории, руины которых сохранились до наших дней.

Большое количество важнейших астрономических открытий принадлежит древним грекам. Они впервые заговорили о том, что Земля – не плоский диск, а шар и что она может не быть центром Вселенной. Последователи Пифагора, к примеру, предложили очень оригинальную модель: в центре Вселенной находится священный огонь, а вокруг него вращаются Солнце, Луна, Земля и пять других известных планет. У них были противники, выдвигавшие гипотезу гелиоцентрической системы, соответствующую нашим сегодняшним представлениям.

Идеи о шарообразности нашей планеты высказывали многие древнегреческие философы, но логически обосновать эту концепцию смог только Аристотель. Он доказал, что Земля – шар, так как во время лунных затмений она отбрасывает круглую тень. Греческий астроном Эратосфен Киренский, используя систему меридианов, измерил длину окружности Земли. Многие теории и исследования древних греков оказались правильными и были развиты в последующие столетия.

1.2. Николай Коперник, его предшественники и последователи

В Средние века общепринятой была геоцентрическая система мира, предложенная еще во II в. греческим астрономом Птолемеем. Несмотря на то что эта система не соответствовала реальному положению вещей, она была довольно точной и математически выверенной. Птолемею удалось объяснить замысловатые траектории движения как комбинации простых перемещений по окружностям. Вселенная, по Птолемею, является закрытой системой, ее граница – это небесный свод, имеющий форму сферы. По этому своду вокруг неподвижной Земли вращаются Солнце, Луна и планеты. Их движение происходит не непосредственно вокруг нашей планеты, а вокруг некой точки, которая совершает оборот вокруг Земли. Так древнегреческий ученый смог объяснить сложное и хаотичное на первый взгляд перемещение планет по небесному своду.

Почти полтора тысячелетия астрономы сверяли свои расчеты и наблюдения с таблицами, основанными на модели Птолемея. Этим же поначалу занимался польский астроном Николай Коперник в XVI в. Изучая схемы движения планет, рассчитывая их траектории, он столкнулся с постоянно возникающими погрешностями. После многих лет работы с птолемеевыми таблицами Коперник пришел к твердому убеждению, что вся система расчетов неверна, потому что неверна сама модель мира.

Коперник стал первым, кто предложил новую модель Вселенной и не побоялся заявить о ней всему научному миру.

Коперник понял, что если поставить в центр модели Солнце, то все станет гораздо проще: планеты, также как и наша Земля, будут двигаться вокруг него по простым траекториям.

Основываясь на новых постулатах, Коперник высказал несколько смелых гипотез. Во-первых, он предположил, что Земля вращается не только вокруг Солнца, она за сутки оборачивается вокруг своей оси, благодаря этому день сменяет ночь и происходит видимое перемещение небесных объектов. Во-вторых, он пришел к выводу, что оборот вокруг светила совершается нашей планетой за год, и этим перемещением вызвано годовое движение звезд по небу. Позже эти гипотезы были подтверждены наблюдениями.

Система мира Коперника была революционной для своего времени, она кардинально меняла представление о Вселенной и, естественно, многими была встречена в штыки. Прежде всего она наносила урон католической церкви, так как опровергала библейское учение об устройстве мироздания.

Астрономия изучает строение, движение, происхождение и развитие небесных тел, их систем и всей Вселенной в целом. Другими словами, астрономия изучает изучает строение и эволюцию Вселенной.

Важными задачами астрономии являются объяснение и прогнозиро-
вание астрономических явлений, таких, как солнечные и лунные зат-
мения, появление периодических комет, прохождение вблизи Земли
астероидов, крупных метеорных тел или ядер комет.

2. Как возникла наука астрономия? Охарактеризуйте основные периоды её развития.

Как и другие науки, астрономия возникла из практических потребностей человека: необходимость ориентирования при кочевом образе жизни, предсказания наступления сезонов года при земледелии, потребность в измерении времени и летоисчеслении (составлении календарей).

3. Какие объекты и их системы изучает астрономия? Перечислите их в порядке увеличения размеров.

Астрономия изучает и исследует небесные объекты (галактики, звёзды, межзвёздную среду, планеты, спутники планет, карликовые палнеты и малые тела Солнечной системы), объясняет и прогнозирует астрономические явления (солнечные и лунные затмения, появление периодических комет, движение планет, астероидов и т. д.), исследует процессы, происходящие в недрах Солнца и звёзд, эволюцию небесных тел и Вселенной в целом.

4. Из каких разделов состоит астрономия? Кратко охарактеризуйте каждый из них.

  1. Практическая астрономия . Развивающиеся торговля и мореплавание нуждались в разработке методов ориентации, определении географического положения наблюдателя, точном измерении времени исходя из астрономических наблюдений.
  2. Небесная механика . Изучение движения небесных тел.
  3. Сравнительная планетология . Учёные взялись за изучение и сравнение Земли с другими планетами и спутниками с помощью оптических приборов.
  4. Астрофизика . Изучение физическиз явлений и химических процессов в небесных телах, их системах и в космическом пространстве.
  5. Звёздная астрономия . Изучение движения звёзд в нашей Галактике, исследование свойств других звёздных систем.
  6. Космология . Изучение происхождения, строения и эволюции Вселенной.
  7. Радиоастрономия . Изучение радиоизлучений Солнца и далёких космических объектов.

5. Что такое телескоп и для чего он предназначен?

Телескопы служат для собирания света исследуемых небесных тел и получения их изображения. Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела, и собирает во много раз больше света, приходящего от светила, чем невооружённый глаз наблюдателя. Благодаря этому в телескоп можно рассматривать невидимые с Земли детали поверхности ближайших небесных тел, а также множество слабых звёзд.