Himmelske navigation for lystsejlere
"Der er kun én umiskendelig måde at bestemme stedet og retningen for et skibs vej til søs - astronomisk, og lykkelig er den, der kender det!" - med disse ord af Christopher Columbus åbner vi en række essays - lektioner om himmelske navigation.
Marine himmelske navigation opstod i æraen med store geografiske opdagelser, hvor "jernmænd sejlede på træskibe", og gennem århundreder har den absorberet erfaringer fra mange generationer af sømænd. I løbet af de sidste årtier er det blevet beriget med nye måle- og computerværktøjer, nye metoder til løsning af navigationsproblemer; De nyligt indførte satellitnavigationssystemer, efterhånden som de fortsætter med at udvikle sig, vil gøre alle navigationsbesværlighederne til en historie. Rollen af marine himmelske navigation (fra den græske aster - stjerne) er stadig ekstremt vigtig i dag. Formålet med vores serie af essays er at introducere amatørnavigatører til moderne metoder til himmelorientering, der er tilgængelige under yachtforhold, som oftest bruges på åbent hav, men som også kan bruges i tilfælde af kystnavigation, når kystlandmærker ikke er synlige eller kan ikke identificeres.
Observationer af himmelske vartegn (stjerner, sol, måne og planeter) gør det muligt for navigatører at løse tre hovedproblemer (fig. 1):
1) måle tid med tilstrækkelig nøjagtighed til omtrentlig orientering;
2) bestemme fartøjets bevægelsesretning selv i fravær af et kompas og korrigere kompasset, hvis det er tilgængeligt;
3) bestemme den nøjagtige geografiske placering af fartøjet og kontrollere rigtigheden af dets rute.
Behovet for at løse disse tre problemer på en yacht opstår på grund af uundgåelige fejl i beregningen af dens vej i henhold til kompas- og logaflæsninger (eller tilnærmelsesvis bestemt hastighed). Stor afdrift af yachten, når 10-15° i hård vind, men kan kun vurderes med øje; konstant skiftende hastighed; kontrol "med sejl" ved tætsejlads, kun med efterfølgende fiksering af kompaskurser; indflydelse af variable strømme; et stort antal drejninger ved slag er ikke en komplet liste over årsager, der komplicerer navigation på en yacht! Hvis dødregning ikke styres af observationer af lyskilder, kan fejlen i dødregningsplaceringen, selv for erfarne lystsejlere, overstige flere titusinder af miles. Det er klart, at en så stor fejl truer navigationssikkerheden og kan føre til store tab af sejltid.
Afhængigt af de anvendte nautiske instrumenter, manualer og computerværktøjer vil nøjagtigheden af løsningen af himmelske navigationsproblemer være forskellig. For at kunne løse dem fuldt ud og med tilstrækkelig nøjagtighed til navigation på åbent hav (placeringsfejl - ikke mere end 2-3 miles, i kompaskorrektion - ikke mere end 1°), skal du have:
- en navigationssekstant og et godt vandtæt ur (helst elektronisk eller quartz);
- en transistorradiomodtager til modtagelse af tidssignaler og en mikroberegner af typen "Elektronik" (denne mikroberegner skal have input af vinkler i grader, levere beregningen af direkte og inverse trigonometriske funktioner og udføre alle aritmetiske operationer; det mest bekvemme er "Elektronik" BZ-34); i mangel af en mikroberegner, kan du bruge matematiske tabeller eller specielle tabeller "Højder og azimuts af armaturer" ("VAS-58"), udgivet af Hoveddirektoratet for Navigation og Oceanografi;
- Nautical Astronomical Yearbook (MAE) eller anden manual til beregning af koordinater for armaturer.
Den udbredte brug af elektroniske ure, transistorradioer og mikroberegnere har gjort brugen af astronomiske navigationsmetoder tilgængelige for det bredeste udvalg af mennesker uden særlig navigationsuddannelse. Det er ikke tilfældigt, at der har været en kontinuerlig stigning i efterspørgslen efter nautiske astronomiske årbøger; dette tjener som det bedste bevis på populariteten af himmelnavigation blandt alle kategorier af navigatører og først og fremmest blandt amatørsejlere.
I mangel af nogen af de ovennævnte himmelske navigationsmidler på skibet bevares selve muligheden for himmelsnavigationsorientering, men dens nøjagtighed falder (mens den forbliver ganske tilfredsstillende for mange tilfælde af sejlads på en yacht). Nogle værktøjer og computerfaciliteter er i øvrigt så enkle, at de kan laves uafhængigt.
Himmelnavigation er ikke kun en videnskab, men også en kunst - kunsten at observere stjernerne under havforhold og nøjagtigt udføre beregninger. Lad ikke de indledende fiaskoer skuffe dig: med lidt tålmodighed vil de nødvendige færdigheder dukke op, og med dem vil der komme høj tilfredshed med kunsten at sejle ude af syne af kysterne.
Alle de himmelske navigationsmetoder, som du vil mestre, er blevet testet mange gange i praksis; de har allerede tjent sejlere godt i de mest kritiske situationer mere end én gang. Udsæt ikke at mestre dem "til senere"; mestr dem, når du forbereder dig til svømning; Kampagnens succes afgøres på kysten!
Himmelnavigation er som al astronomi en observationsvidenskab. Dens love og metoder er afledt af observationer af armaturernes synlige bevægelse, fra forholdet mellem observatørens geografiske placering og armaturernes tilsyneladende retninger. Derfor vil vi begynde studiet af himmelsnavigation med observationer af lyskilder - vi vil lære at identificere dem; Lad os undervejs stifte bekendtskab med principperne for sfærisk astronomi, som vi har brug for i fremtiden.
Himmelske vartegn
1. Navigationsstjerner. Om natten, med en klar himmel, ser vi tusindvis af stjerner, men i princippet kan hver af dem identificeres ud fra dens placering i en gruppe af nabostjerner - dens synlige plads i stjernebilledet, dens tilsyneladende størrelse (lysstyrke) og farve.
Til navigation til søs bruges kun de klareste stjerner; de kaldes navigationsstjerner. De mest almindeligt observerede navigationsstjerner er angivet i tabel. 1; et komplet katalog over navigationsstjerner er tilgængeligt i MAE.
Billedet af stjernehimlen er ikke det samme i forskellige geografiske områder, på forskellige årstider og på forskellige tidspunkter af dagen.
Når du starter en uafhængig søgning efter navigationsstjerner på Jordens nordlige halvkugle, skal du bruge et kompas til at bestemme retningen til det nordlige punkt i horisonten (angivet med bogstavet N i fig. 2). Over dette punkt, i en vinkelafstand svarende til dit steds geografiske breddegrad, er stjernen Polaris - den klareste blandt stjernerne i stjernebilledet Ursa Minor, der danner formen af en øse med et buet håndtag (Little Dipper). Polar betegnes med det græske bogstav "alfa" og kaldes? Ursa Minor; det har været brugt af sømænd i flere århundreder som et hovednavigationslandemærke. I mangel af et kompas bestemmes retningen mod nord let som retningen til Polyarnaya.
Som en skala til groft måling af vinkelafstande på himlen kan du bruge vinklen mellem retningerne fra dit øje til spidserne af tommelfingeren og pegefingeren på din udstrakte hånd (fig. 2); dette er cirka 20°.
Den tilsyneladende lysstyrke af en stjerne er kendetegnet ved et konventionelt tal, som kaldes størrelse og betegnes med bogstavet m. Størrelsesskalaen ser således ud:
Skinne m= 0 har den klareste stjerne på den nordlige himmel observeret om sommeren - Vega (? Lyrae). Stjerner i første størrelsesorden - med glans m= 1 2,5 gange svagere i lysstyrke end Vega. Polaris har en størrelse på ca m= 2; det betyder, at dens lysstyrke er cirka 2,5 gange svagere end lysstyrken af stjerner af første størrelsesorden eller 2,5 X 2,5 = 6,25 gange svagere end lysstyrken af Vega osv. Kun lysere stjerner kan observeres med det blotte øje m < 5.
Stjernestørrelser er angivet i tabellen. 1; Stjernernes farve er også angivet der. Det skal dog tages i betragtning, at farve opfattes af mennesker subjektivt; derudover, når de nærmer sig horisonten, svækkes stjernernes lysstyrke mærkbart, og deres farve skifter til den røde (på grund af absorptionen af lys i jordens atmosfære). I en højde over horisonten på mindre end 5° forsvinder de fleste stjerner helt fra synlighed.
Vi observerer jordens atmosfære i form af himmelhvælvingen (fig. 3), fladtrykt over hovedet. Under marine forhold om natten ser afstanden til horisonten ud til at være cirka dobbelt så stor som afstanden til zenitpunktet Z, der er placeret ovenover (fra den arabiske zamt - toppen). I løbet af dagen kan himlens synlige fladhed øges halvanden til to gange, afhængigt af overskyethed og tidspunkt på dagen.
På grund af de meget store afstande til himmellegemerne forekommer de for os at være lige langt og placeret på himlen. Af samme grund ændres stjernernes relative position på himlen meget langsomt – vores stjernehimmel er ikke meget forskellig fra stjernehimlen i det antikke Grækenland. Kun de himmellegemer, der er tættest på os - Solen, planeterne og Månen - bevæger sig mærkbart i foyeren af konstellationer - figurer dannet af grupper af indbyrdes stationære stjerner.
Himlens oblatitet fører til en forvrængning af det visuelle estimat af armaturets tilsyneladende højde - den lodrette vinkel h mellem retningen til horisonten og retningen til armaturet. Disse forvrængninger er især store i lave højder. Så lad os igen bemærke: den observerede højde af armaturet er altid større end dens sande højde.
Retningen til den observerede stjerne bestemmes af dens sande pejling IP - vinklen i horisontplanet mellem retningen mod nord og pejlingslinjen for stjernen OD, som opnås ved skæringen af det lodrette plan, der passerer gennem stjernen og horisontplanet. Armaturets IP måles fra punktet nord langs horisontens bue mod punktet øst inden for området 0°-360°. Den sande pejling af Polar er 0° med en fejl på højst 2°.
Efter at have identificeret Polar, find stjernebilledet Ursa Major på himlen (se fig. 2), som nogle gange kaldes Big Dipper: det er placeret i en afstand på 30°-40 fra Polar, og alle stjernerne i denne konstellation er navigationsmæssige . Hvis du har lært at identificere Ursa Major med sikkerhed, vil du være i stand til at finde Polaris uden hjælp fra et kompas - den er placeret i retningen fra stjernen Merak (se tabel 1) til stjernen Dubhe i en afstand svarende til 5 afstande mellem disse stjerner. Stjernebilledet Cassiopeia med navigationsstjernerne Kaff (?) og Shedar (?) er placeret symmetrisk i forhold til Ursa Major (i forhold til Polaris). I havene, der vasker USSR's kyster, er alle de stjernebilleder, vi nævnte, synlige over horisonten om natten.
Efter at have fundet Ursa Major og Cassiopeia er det ikke svært at identificere andre stjernebilleder og navigationsstjerner i nærheden af dem, hvis du bruger et stjernekort (se fig. 5). Det er nyttigt at vide, at buen på himlen mellem stjernerne Dubhe og Benetnash er cirka 25°, og mellem stjernerne? Og? Cassiopeia - omkring 15°; disse buer kan også bruges som en skala til at tilnærme vinkelafstande på himlen.
Som et resultat af Jordens rotation omkring sin akse observerer vi en synlig rotation af himlen mod vest omkring retningen til Polar; Hver time roterer stjernehimlen med 1 time = 15°, hvert minut med 1m = 15", og om dagen med 24 timer = 360°.
2. Solens årlige bevægelse på himlen og sæsonbestemte ændringer i stjernehimlens udseende. I løbet af året laver Jorden en hel omdrejning omkring Solen i det ydre rum. Retningen fra den bevægende Jord til Solen ændrer sig konstant af denne grund; Solen beskriver den stiplede kurve vist på stjernekortet (se indsat), som kaldes ekliptika.
Solens synlige sted foretager sin egen årlige bevægelse langs ekliptikken i modsat retning af stjernehimlens tilsyneladende daglige rotation. Hastigheden af denne årlige bevægelse er lille og lig med 4/dag (eller 4 m/dag). I forskellige måneder passerer Solen gennem forskellige konstellationer og danner et stjernetegnsbælte ("dyrekreds") på himlen. Så i marts observeres solen i stjernebilledet Fiskene og derefter successivt i stjernebillederne Vædderen, Tyren, Tvillingerne, Kræften, Løven, Jomfruen, Vægten, Skorpionen, Skytten, Stenbukken, Vandmanden.
Stjernebilleder placeret på samme halvkugle med Solen oplyses af den og er ikke synlige i løbet af dagen. Ved midnat er stjernebilleder synlige i syd, fjernt fra solens sted på en given kalenderdato med 180° = 12 timer.
Kombinationen af stjernernes hurtige tilsyneladende daglige bevægelse og Solens langsomme årlige bevægelse fører til, at billedet af stjernehimlen observeret i dag i øjeblikket vil være synligt i morgen 4m tidligere, om 15 dage - 4m tidligere.
tidligere, om en måned - 2 timer tidligere osv.
3. Geografisk og synlig placering af stjernen. Stjerne kort. Stjerneklode. Vores Jord er sfærisk; Nu er dette tydeligt bevist af dets fotografier taget af rumstationer.
I navigation menes det, at Jorden har form som en almindelig bold, på hvis overflade yachtens plads bestemmes af to geografiske koordinater:
Geografisk breddegrad? (Fig. 4) - vinklen mellem planet af jordens ækvator lign og retningen af lodlinjen (tyngdekraftens retning) ved observationspunktet O. Denne vinkel måles ved buen af den geografiske meridian af observatørens sted (kort sagt den lokale meridian) EO fra ækvatorialplanet mod Jordens pol tættest på observationsstedet inden for 0°-90°. Breddegrad kan være nord (positiv) eller syd (negativ). I fig. 4 er stedets breddegrad O? = 43° N. Breddegrad bestemmer positionen af den geografiske parallel - en lille cirkel parallel med ækvator.
Geografisk længdegrad? - vinklen mellem planerne for den primære geografiske meridian (ifølge international aftale passerer den gennem Greenwich Observatory i England - G i fig. 4) og planet for observatørens lokale meridian. Denne vinkel måles af buen af jordens ækvator mod øst (eller vest) inden for området 0°-180°. I fig. 4 er stedets længdegrad? = 70° Ost. Længdegrad bestemmer placeringen af den lokale meridian.
Retningen af den lokale meridian ved observationspunktet O bestemmes af retningen af solens skygge ved middagstid fra en lodret installeret pæl; ved middagstid har denne skygge den korteste længde, på en vandret platform danner den middag N-S-linjen (se fig. 3). Enhver lokal meridian passerer gennem de geografiske poler Pn og Ps, og dens plan passerer gennem Jordens rotationsakse PnPs og den lodrette linje OZ.
En lysstråle fra en fjern stjerne * kommer til jordens centrum i retningen * C, krydser jordens overflade på et tidspunkt?. Lad os forestille os, at en hjælpekugle (himmelkugle) beskrives fra Jordens centrum med en vilkårlig radius. Vil denne samme stråle skære himmelkuglen på et punkt? - synligt sted for armaturet på kuglen. Ifølge fig. 4. Det er klart, at HMS'ens position er bestemt af geografisk brisling?* og geografisk længdegrad?*.
Placeringen af det synlige sted for lyset på himmelkuglen bestemmes på samme måde:
- buen af GMS meridianen?* er lig med buen? den himmelske meridian, der passerer gennem lysets synlige sted; denne koordinat på kuglen kaldes lysets deklination, den måles på samme måde som breddegrad;
- buen af jordens ækvator?* er lig med buen tgr af den himmelske ækvator; på kuglen kaldes denne koordinat for Greenwich-timevinklen, den måles på samme måde som længdegraden, eller i cirkulær beregning - altid mod vest, i området fra 0° til 360°.
Koordinater? og tgr kaldes ækvatorial; deres identitet med geografiske er endnu mere synlig, hvis vi antager, at i fig. 4, vil radius af himmelkuglen være lig med radius af kloden.
Positionen af meridianen for det synlige sted for lyset på himmelkuglen kan bestemmes ikke kun i forhold til den himmelske Greenwich-meridian. Lad os tage udgangspunkt i punktet for den himmelske ækvator, hvor Solen er synlig den 21. marts. På denne dag begynder foråret for Jordens nordlige halvkugle, dag er lig med nat; det nævnte punkt kaldes Springpunktet (eller Vædderpunktet) og er betegnet med tegnet Vædderen - ?, som vist på stjernekortet.
Ækvatorbuen fra punktet forår til meridianen af det synlige sted for armaturet, tællet i retningen af den tilsyneladende daglige bevægelse af armaturerne fra 0° til 360°, kaldes den sideriske vinkel (eller siderisk komplement) og er udpeget?*.
Ækvatorbuen fra punktet forår til meridianen af det synlige sted for lyset, regnet i retning af Solens egen årlige bevægelse hen over himmelsfæren, kaldes ret opstigning? (i fig. 5 er det angivet i timemål, og siderevinklen er angivet i gradmål). Koordinaterne for navigationsstjernerne er vist i tabel. 1; det er indlysende, at man ved?° altid kan finde 
og omvendt.
Den himmelske ækvators bue fra den lokale meridian (dens middagsdel PnZEPs) til lysets meridian kaldes den lokale timevinkel for armaturerne, betegnet t. Ifølge fig. 4 er det tydeligt, at t altid adskiller sig fra tgr i længdegraden af observatørens position: 
i dette tilfælde lægges den østlige længde til, og den vestlige længde trækkes fra, hvis tgr tages i en cirkulær beregning.
På grund af armaturernes tilsyneladende daglige bevægelse ændrer deres timevinkler sig konstant. Af denne grund ændres stjernevinklerne ikke, da deres oprindelse (springpunktet) roterer sammen med himlen.
Springpunktets lokale timevinkel kaldes siderisk tid; den måles altid mod vest fra 0° til 360°. Det kan bestemmes med øjet ved positionen på himlen af meridianen af stjernen Kaff (? Cassiopeia) i forhold til den lokale himmelmeridian. Ifølge fig. 5 er det klart, at det altid er 
Kunne du tænke dig at øve dig i visuel bestemmelse af ækvatorialkoordinater? og t lyskilder, du observerer på himlen. For at gøre dette skal du bruge Polyarnaya til at bestemme nordpunktets position i horisonten (fig. 2 og 3), og derefter finde sydpunktet. Beregn komplementet af breddegrad på dit sted? = 90° - ? (for eksempel i Odessa? = 44° og i Leningrad? = 30°). Middagspunktet for ækvator E er placeret over punktet Syd i en vinkelafstand lig med?; det er altid udgangspunktet for timevinklen. Ækvator på himlen passerer gennem punktet øst, punkt E og punkt vest.
Det er nyttigt at vide, at ved ?N > 90° - ?N bevæger lyset på Jordens nordlige halvkugle sig altid over horisonten, kl.< 90° - ? оно восходит и заходит, при?S >90° - ?N er det ikke observeret. 
En mekanisk model af himmelkuglen, der gengiver udseendet af stjernehimlen og alle koordinaterne beskrevet ovenfor, er en stjerneklode (fig. 6). Denne navigationsenhed er meget nyttig på lange rejser: med dens hjælp kan du løse alle problemer med himmelsnavigationsorientering (med en vinkelfejl i løsningsresultaterne på højst 1,5-2° eller med en tidsfejl på ikke mere end 6- 8 minutter Før arbejdet sættes kloden i observationssteder for breddegrad (vist i fig. 6) og lokal siderisk tid t?, reglerne for beregning af hvilken for observationsperioden vil blive forklaret nedenfor.
Hvis det ønskes, kan en forenklet stjerneklode fremstilles af en skoleklode ved at markere stjernernes synlige steder på overfladen, styret af tabel. Jeg og et stjernekort. Nøjagtigheden af at løse problemer på en sådan globus vil være noget lavere, men tilstrækkelig til mange tilfælde af orientering i yachtens bevægelsesretning. Bemærk også, at stjernekortet giver et direkte billede af stjernebillederne (som observatøren ser dem), og deres omvendte billeder er synlige på stjernekloden.
Identifikation af navigationsstjerner
Af de utallige stjerner er kun omkring 600 let synlige for det blotte øje, vist på stjernekortet i Nautical Astronomical Yearbook. Dette kort giver et generelt billede af, hvad en navigatør generelt kan observere på den mørke nattehimmel. For at besvare spørgsmålet om, hvor og hvordan man leder efter bestemte navigationsstjerner i et bestemt geografisk område, skal du bruge de sæsonbestemte stjernekort nedenfor (fig. 1-4): de dækker stjernehimlen for alle landets hav og er samlet på grundlaget for MAE-stjernekortet; de angiver positionen og egennavnene på alle 40 navigationsstjerner nævnt i tabellen i det foregående essay.
Hvert skema svarer til aftenobservationer på et bestemt tidspunkt af året: forår (fig. 1), sommer (fig. 2), efterår (fig. 3) og vinter (fig. 4) eller morgenobservationer om foråret (fig. 2), sommer (fig. 3), efterår (fig. 4) og vinter (fig. 1). Hver sæsonordning kan bruges på andre tidspunkter af året, men på et andet tidspunkt af dagen.
For at vælge en sæsonbestemt ordning, der passer til det tilsigtede observationstidspunkt, skal du bruge tabellen. 1. Du skal indtaste denne tabel i henhold til den kalenderdato for observation, der er tættest på din planlagte og den såkaldte "meridian" tid på dagen TM.
Meridiantid med en tilladt fejl på højst en halv time kan simpelthen opnås ved at reducere vintertid, der er vedtaget i USSR siden 1981, med 1 time og sommertid med 2 timer. Reglerne for beregning af T-søforhold i henhold til skibets tid accepteret om bord på yachten er forklaret i eksemplet nedenfor. I de to nederste rækker af tabellen er for hver sæsonbestemt ordning angivet den tilsvarende sideriske tid tM og aflæsningen af siderisk vinkel?K på skalaerne på MAE-stjernekortet; Disse værdier gør det muligt at bestemme, hvilken af meridianerne på stjernekortet på det tilsigtede observationstidspunkt, der falder sammen med meridianen for din geografiske placering.
Når man i første omgang mestrer reglerne for at identificere navigationsstjerner, er det nødvendigt at forberede sig på observationer på forhånd; Der bruges både et stjernediagram og et sæsondiagram. Vi orienterer stjernekortet på jorden; fra punktet mod syd i horisonten langs himlen mod verdens nordpol vil meridianen af det ækvatoriale stjernekort blive lokaliseret, som er digitaliseret med værdien tM, dvs. for vores sæsonbestemte skemaer - 12H, 18H, 0 (24)H og 6H. Denne meridian er vist som en stiplet linje på sæsondiagrammer. Halvbredden af hvert kredsløb er ca. 90° = 6H; derfor, efter et par timer, på grund af stjernehimlens rotation mod vest, vil den stiplede meridian skifte til venstre kant af diagrammet, og dets centrale konstellationer - til højre.
Ækvatorkortet dækker stjernehimlen mellem parallellerne 60° N og 60° S, men ikke alle stjerner vist på det vil nødvendigvis være synlige i dit område. Over dit hoved, nær zenit, kan du se de stjernebilleder, hvis stjernedeklinationer er tæt på stedets breddegrad (og "af samme navn" med det). For eksempel i breddegrad? = 60° N ved tM = 12H er stjernebilledet Ursa Major placeret over dit hoved. Yderligere, som allerede forklaret i det første essay, kan det hævdes, at hvornår? = 60° N vil stjerner placeret syd for parallellen med deklination aldrig være synlige? = 30° S osv.
For en observatør på nordlige breddegrader viser det ækvatoriale stjernekort hovedsageligt de konstellationer, der observeres på den sydlige halvdel af himlen. For at bestemme stjernebilledernes synlighed på den nordlige halvdel af himlen bruges et nordpolarkort, der dækker et område skitseret fra den nordlige himmelpol med en radius på 60°. Det nordlige polarkort overlapper med andre ord ækvatorialkortet i en bred zone mellem parallellerne 30° N og 60° N. For at orientere polarkortet på jorden er det nødvendigt at få sin meridian, digitaliseret fundet ud fra tabellen. 1. størrelsesorden?, placeret over dit hoved, så det falder sammen med retningen fra zenit til verdens nordpol.
Synsfeltet for det menneskelige øje er cirka 120-150°, så hvis du ser på Polaris, så vil alle stjernebillederne på det nordlige polarkort være i synsfeltet. Er de nordlige stjernebilleder, hvis stjerner har deklinationer altid synlige over horisonten? > 90° - ? og "samme navn" med breddegrad. For eksempel på breddegrad? = 45° N ikke-indstilling er stjerner med deklinationer større end? = 45° N, og på breddegrad? = 60° N - de stjerner med? > 30° N. osv.
Lad os huske, at alle stjernerne på himlen har samme størrelse - de er synlige som lysende punkter og adskiller sig kun i intensiteten af deres glans og farvenuance. Størrelsen af cirklerne på stjernekortet angiver ikke den tilsyneladende størrelse af stjernen på himlen, men den relative styrke af dens lysstyrke - størrelsen. Derudover er billedet af stjernebilledet altid noget forvrænget, når himmelkuglens overflade udvides til kortplanet. Af disse grunde er stjernebilledets udseende på himlen noget anderledes end dets udseende på kortet, men det skaber ikke væsentlige vanskeligheder med at identificere stjerner.
At lære at identificere navigationsstjerner er ikke svært. For at sejle under din ferie er det nok at kende placeringen af et dusin konstellationer og navigationsstjernerne inkluderet i dem fra dem, der er anført i tabellen. 1 i det første essay. To eller tre nætters træning før rejsen vil give dig selvtillid til at navigere efter stjernerne på havet.
Forsøg ikke at identificere konstellationer ved at lede efter figurer af mytiske helte eller dyr på dig selv, der svarer til deres fristende klingende navne. Man kan selvfølgelig gætte på, at de nordlige dyrs stjernebilleder - Ursa Major og Ursa Minor - oftest skal ledes i retning mod nord, og stjernebilledet af den sydlige Skorpion - i den sydlige halvdel af himlen. Men det faktisk observerede udseende af de samme nordlige "ursa"-konstellationer formidles bedre af velkendte vers:
To bjørne griner:
- Bedrog disse stjerner dig?
De kaldes ved vores navn,
Og de ligner gryder.
Når man identificerer stjerner, er det mere bekvemt at kalde Big Dipper Big Dipper, hvilket er hvad vi vil gøre. De, der ønsker at vide detaljer om stjernebillederne og deres navne, henvises til den fremragende "stjerneprimer" af G. Ray og den interessante bog af Yu. A. Karpenko.
For en navigatør kan en praktisk guide til stjernehimlen være diagrammer - indikatorer for navigationsstjerner (fig. 1-4), der viser placeringen af disse stjerner i forhold til flere referencekonstellationer, der let kan identificeres fra stjernekort.
Den vigtigste støttende konstellation er Ursa Major, hvis spand i vores have altid er synlig over horisonten (på en breddegrad på mere end 40° N) og let kan identificeres selv uden et kort. Lad os huske de rigtige navne på stjernerne fra Store Dyre (Fig. 1): ? - Dubhe, ? - Merak, ? - Fekda, ? - Megats, ? - Aliot, ? - Mizar, ? - Benetnash. Du kender allerede de syv navigationsstjerner!
I retning af linjen Merak - Dubhe og i en afstand på omkring 30° er placeret, som vi allerede ved, Polar - enden af håndtaget på Ursa Minor-spanden, i bunden af hvilken Kokhab er synlig.
På linjen Megrets - Polar og i samme afstand fra Polar er Cassiopeias "jomfrubryst" og hendes stjerner Kaff og Shedar synlige.
I retningen Fekda - Megrets og i en afstand af omkring 30° finder vi stjernen Deneb, der ligger i halen af stjernebilledet Cygnus - en af de få, der i det mindste til en vis grad svarer i konfigurationen til dens navn.
I retningen Fekda - Alioth, i et område cirka 60° væk, er den klareste nordlige stjerne synlig - den blå skønhed Vega (en Lyrae).
I retningen Mizar - Polar og i en afstand på omkring 50°-60° fra polen er stjernebilledet Andromeda - en kæde af tre stjerner: Alferraz, Mirakh, Alamak med samme lysstyrke.
I retningen Mirakh - Alamak er Mirfak (? Perseus) synlig i samme afstand.
I retningen Megrets - Dubhe, i en afstand på omkring 50°, er den femkantede skål af Auriga og en af de klareste stjerner, Capella, synlige.
På denne måde fandt vi næsten alle navigationsstjernerne, der var synlige på den nordlige halvdel af vores himmel. Ved at bruge Fig. 1, er det værd at øve sig i at søge efter navigationsstjerner på stjernekort først. Når du træner "på jorden", behold risene. 1 "på hovedet", peger med *-ikonet til punkt N.
Lad os gå videre til at betragte navigationsstjernerne på den sydlige halvdel af forårshimlen i samme fig. 1.
Vinkelret på bunden af Dyrefuglen i en afstand af omkring 50° er stjernebilledet Løven, i hvis forpote der er Regulus, og på spidsen af halen - Denebola. For nogle iagttagere ligner dette stjernebillede ikke en løve, men et jern med bøjet håndtag. I retning af Løvens hale er stjernebilledet Jomfruen og stjernen Spica. Syd for stjernebilledet Løven, i et stjernefattigt område nær ækvator, vil dunkle Alphard (og Hydra) være synlige.
På linjen Megrets - Merak i en afstand af omkring 50° kan du se stjernebilledet Tvillingerne - to klare stjerner Castor og Pollux. På den samme meridian som dem og tættere på ækvator ses lyse Procyon (? Canis Minor).
Når du bevæger dit blik langs kurven af håndtaget på Big Dipper, vil du i en afstand på omkring 30° se den lysende orange Arcturus (? Boötes - et stjernebillede, der ligner en faldskærm over Arcturus). Ved siden af denne faldskærm ses en lille og svag skål af Northern Crown, hvor Alfacca skiller sig ud,
Fortsætter vi i retning af den samme bøjning af håndtaget på Big Dipper, ikke langt fra horisonten, finder vi Antares - det lyse rødlige øje i stjernebilledet Skorpionen.
En sommeraften (fig. 2) er "sommertrekanten" dannet af de klare stjerner Vega, Deneb og Altair (? Orla) tydeligt synlig på den østlige side af himlen. Stjernebilledet Ørnen i form af en diamant er let at finde i Cygnus' flugtretning. Mellem Eagle og Bootes er der en svag stjerne Ras-Alhage fra stjernebilledet Ophiuchus.
På efterårsaftener i syd observeres "Pegasus-pladsen", dannet af stjernen Alferraz, som vi allerede har overvejet, og tre stjerner fra stjernebilledet Pegasus: Markab, Sheat, Algenib. Pegasus-pladsen (fig. 3) er let at finde på linjen Polar - Kaff i en afstand på omkring 50° fra Cassiopeia. Med hensyn til Pegasus-pladsen er det let at finde stjernebillederne Andromeda, Perseus og Auriga mod øst, og stjernebillederne af "sommertrekanten" mod vest.
Syd for Pegasus-pladsen, nær horisonten, er Difda (? Hval) og Fomalhaut synlige - "den sydlige fisks mund", som hvalen har til hensigt at sluge.
På linjen Markab - Algeinb, i en afstand på omkring 60°, er lysende Aldebaran (? Tauri) synlig i de karakteristiske "stænk" af små stjerner. Hamal (? Vædderen) ligger mellem stjernebillederne Pegasus og Tyren.
På den sydlige halvdel af vinterhimlen, rig på klare stjerner (fig. 4), er det let at navigere i forhold til det smukkeste stjernebillede Orion, som kan genkendes uden kort. Stjernebilledet Auriga ligger midt mellem Orion og Polaris. Stjernebilledet Tyren er placeret på fortsættelsen af buen af Orions bælte (dannet af de "tre søstre" stjerner ?, ?, ? af Orion) i en afstand af omkring 20°. På den sydlige fortsættelse af den samme bue, i en afstand på omkring 15°, funkler den klareste stjerne - Sirius (? Canis Major). Hen imod? - ? Porcyon observeres i en afstand af 20° fra Orion.
I stjernebilledet Orion er navigationsstjernerne Betelgeuse og Rigel.
Det skal huskes, at udseendet af konstellationer kan forvrænges af planeter, der optræder i dem - "vandrende stjerner". Planeternes position på stjernehimlen i 1982 er angivet i tabellen nedenfor. 2 Så efter at have studeret denne tabel, vil vi fastslå, at for eksempel i maj vil Venus ikke være synlig om aftenen, Mars og Saturn vil forvrænge synet af stjernebilledet Jomfruen, og ikke langt fra dem i stjernebilledet Vægten en meget lyse Jupiter vil være synlig (en sjældent observeret "parade af planeter"). Oplysninger om planeternes synlige steder er givet for hvert år i MAE og Nauka-forlagets astronomiske kalender. De skal tegnes på et stjernekort som forberedelse til turen, ved at bruge de rigtige opstigninger og deklinationer af planeterne, der er angivet i disse manualer for observationsdatoen.
De medfølgende sæsondiagrammer - indikatorer for navigationsstjerner (fig. 1-4) er mest bekvemme til arbejde i tusmørket, når horisonten og kun de klareste stjerner er tydeligt synlige. Konstellationskonfigurationer afbildet på stjernekort kan kun detekteres efter fuldstændig mørke.
Søgen efter navigationsstjerner skal være meningsfuld, man skal lære at opfatte stjernebilledets udseende som en helhed - som et billede, et billede. En person genkender hurtigt og nemt, hvad han forventer at se. Det er derfor, når man forbereder sig på en rejse, er det nødvendigt at studere et stjernekort på samme måde som en turist studerer en rute til en gåtur gennem en ukendt by ved hjælp af et kort.
Når du skal ud for at observere, tag et stjernekort og en indikator for navigationsstjerner med dig samt en lommelygte (det er bedre at dække glasset med rød neglelak). Et kompas vil være nyttigt, men du kan undvære det ved at bestemme retningen mod nord langs Polyarnaya. Tænk på noget, der vil tjene som en "skalabar" til at estimere vinkelafstande på himlen. Vinklen, som en genstand holdt i en udstrakt hånd og vinkelret på den er synlig, indeholder lige så mange grader som antallet af centimeter i højden af dette objekt. På himlen er afstanden mellem stjernerne Dubhe og Megrets 10°, mellem stjernerne Dubhe og Benetnash - 25°, mellem de yderste stjerner Cassiopeia - 15°, den østlige side af Pegasus Square - 15°, mellem Rigel og Betelgeuse - omkring 20°.
Efter at have nået området på det aftalte tidspunkt, orienter dig i retningerne mod nord, øst, syd og vest. Find og identificer stjernebilledet, der passerer over dit hoved - gennem zenit eller i nærheden af det. Foretag en reference til området for sæsonskemaet og ækvatorialkortet - ved punkt S og retningen af den lokale himmelmeridian vinkelret på horisontlinjen ved punkt S; bind nordpolarkortet til området - langs ZP-linjen. Find en referencekonstellation - Ursa Major (Pegasus Square eller Orion) og øv dig i at identificere navigationsstjerner. I dette tilfælde skal man huske forvrængninger i de visuelt observerede højder af lyskilder på grund af himlens oblatitet, om forvrængninger i stjernernes farve i lav højde, om den tilsyneladende stigning i størrelsen af stjernebilleder nær horisonten og fald som de nærmer sig zenit, om ændringer i positionen af konstellationsfigurer i løbet af natten i forhold til den synlige horisont fra -for himlens rotation.
B. Et eksempel på beregning af meridiantid og valg af et sæsonbestemt stjernediagram
Den 8. maj 1982, i Østersøen (breddegrad? = 59,5° N; længdegrad? = 24,8° Ost, er observationer af stjernehimlen planlagt i øjeblikket TC = 00:30M standard (Moskva sommer) tid. Vælg og orienter stjernekortet og indeks navigationsstjernerne.
På kysten kan vi cirka tage TM svarende til sommer, reduceret med 2 timer. I vores eksempel:
I alle tilfælde, når standardobservationstiden for TC er mindre end NС, før subtraktionen udføres, er det nødvendigt at øge TC med 24 timer; i dette tilfælde vil verdensdatoen være mindre end den lokale dato med én. Hvis det viser sig, at Tgr efter at have udført tilføjelsen viste sig at være mere end 24H, skal du kassere 24H og øge datoen for resultatet med en. Samme regel gælder ved beregning af TM fra Ggr og?.
Valg af sæsonordning og dens orientering
Lokal dato 7. maj og tidspunkt TM = 22H09M ifølge tabel. 1 svarer nærmest til sæsonordningen i fig. 1. Men dette skema blev bygget til TM = 21H den 7. maj, og vi vil foretage observationer 1H09M senere (i gradmål 69M: 4M = 17°). Derfor vil den lokale meridian (linje S - PN) være placeret til venstre for den centrale meridian af diagrammet med 17° (hvis vi havde observeret tidligere, ikke senere, ville den lokale meridian være flyttet til højre).
I vores eksempel vil stjernebilledet Jomfruen passere gennem den lokale meridian over punktet mod syd og stjernebilledet Ursa Major nær zenit, og Cassiopeia vil være placeret over punktet nord (se stjernekort for t? = 13H09M og? K = 163°).
For at identificere navigationsstjerner vil orientering i forhold til Big Dipper blive brugt (fig. 1).
Nøglespørgsmål: 1. Konstellationsbegrebet. 2. Forskel mellem stjerner i lysstyrke (lysstyrke), farve. 3. Størrelse. 4. Tilsyneladende daglige bevægelser af stjerner. 5. himmelsfære, dens hovedpunkter, linjer, planer. 6. Stjernekort. 7. Ækvatorial SC.
Demonstrationer og TSO: 1. Demonstration, bevægende himmelkort. 2. Model af himmelsfæren. 3. Stjerneatlas. 4. Transparenter, fotografier af konstellationer. 5. Model af himmelsfæren, geografiske og stjernekloder.
For første gang blev stjerner udpeget med bogstaver i det græske alfabet. I Baigers stjerneatlas i det 18. århundrede forsvandt tegningerne af stjernebillederne. Størrelserne er angivet på kortet.
Ursa Major - (Dubhe), (Merak), (Fekda), (Megrets), (Aliot), (Mizar), (Benetash).
Lyra - Vega, Lebedeva - Deneb, Bootes - Arcturus, Auriga - Capella, B. Canis - Sirius.
Solen, månen og planeterne er ikke angivet på kortene. Solens bane er vist på ekliptika med romertal. Stjernekort viser et gitter af himmelske koordinater. Den observerede daglige rotation er et tilsyneladende fænomen - forårsaget af Jordens faktiske rotation fra vest til øst.
Bevis for Jordens rotation:
1) 1851 fysiker Foucault - Foucault pendul - længde 67 m.
2) rumsatellitter, fotografier.
Himmelsfære- en imaginær kugle med vilkårlig radius, der bruges i astronomi til at beskrive de relative positioner af lyskilder på himlen. Radius tages som 1 Stk.
88 stjernebilleder, 12 stjernetegn. Det kan groft opdeles i:
1) sommer - Lyra, Svane, Ørn 2) efterår - Pegasus med Andromeda, Cassiopeia 3) vinter - Orion, B. Canis, M. Canis 4) forår - Jomfru, Bootes, Løven.
Blood line skærer overfladen af himmelkuglen på to punkter: i toppen Z - zenit- og i bunden Z" - nadir.
Matematisk horisont- en stor cirkel på himmelkuglen, hvis plan er vinkelret på lodlinjen.
Prik N matematisk horisont kaldes nordlige punkt, prik S - punkt syd. Linje N.S.- hedder middag linje.
Himmelsk ækvator kaldet en storcirkel vinkelret på verdensaksen. Den himmelske ækvator skærer den matematiske horisont kl punkter mod øst E Og vest W.
Himmelsk meridian kaldet den store cirkel af himmelsfæren, der går gennem zenit Z, himmelpæl R, sydlige himmelpol R", nadir Z".
Lektier: § 2.
Konstellationer. Stjernekort. Himmelske koordinater.
1. Beskriv hvilke daglige cirkler stjernerne ville beskrive, hvis der blev udført astronomiske observationer: ved Nordpolen; ved ækvator.
Den tilsyneladende bevægelse af alle stjerner sker i en cirkel parallel med horisonten. Verdens nordpol, når den observeres fra jordens nordpol, er i zenit.
Alle stjerner rejser sig vinkelret på horisonten i den østlige del af himlen og sætter også under horisonten i den vestlige del. Himmelkuglen roterer omkring en akse, der passerer gennem verdens poler, der ligger præcis i horisonten ved ækvator.
2. Udtryk 10 timer 25 minutter 16 sekunder i grader.
Jorden laver én omdrejning på 24 timer - 360 grader. Derfor svarer 360 o til 24 timer, derefter 15 o - 1 time, 1 o - 4 minutter, 15 / - 1 minut, 15 // - 1 s. Dermed,
1015 o + 2515 / + 1615 // = 150 o + 375 / +240 / = 150 o + 6 o +15 / +4 / = 156 o 19 / .
3. Bestem de ækvatoriale koordinater for Vega ud fra stjernekortet.
Lad os erstatte stjernens navn med en bogstavbetegnelse (Lyra) og finde dens position på stjernekortet. Gennem et imaginært punkt tegner vi en deklinationscirkel, indtil den skærer den himmelske ækvator. Himmelækvatorbuen, som ligger mellem punktet for forårsjævndøgn og skæringspunktet mellem en stjernes deklinationscirkel og himmelækvator, er denne stjernes højre opstigning, målt langs himmelækvator mod den tilsyneladende daglig rotation af himmelsfæren. Vinkelafstanden målt langs deklinationscirklen fra den himmelske ækvator til stjernen svarer til deklinationen. Således = 18 t 35 m, = 38 o.
Vi roterer overlejringscirklen på stjernekortet, så stjernerne krydser den østlige del af horisonten. På lemmet, over for mærket den 22. december, finder vi det lokale tidspunkt for dens solopgang. Ved at placere stjernen i den vestlige del af horisonten bestemmer vi det lokale tidspunkt for solnedgang for stjernen. Vi får
5. Bestem datoen for den øverste kulmination af stjernen Regulus kl. 21.00 lokal tid.
Vi installerer den overliggende cirkel, så stjernen Regulus (Leo) er på linjen af den himmelske meridian (0) h - 12 h skala af den overliggende cirkel) syd for nordpolen. På skiven til den påførte cirkel finder vi mærket 21, og overfor det på kanten af den påførte cirkel bestemmer vi datoen - 10. april.
6. Beregn, hvor mange gange lysere Sirius er end Nordstjernen.
Det er almindeligt accepteret, at med en forskel på en størrelsesorden afviger stjernernes tilsyneladende lysstyrke med cirka 2.512 gange. Så vil en forskel på 5 størrelser svare til en forskel i lysstyrke på præcis 100 gange. Så stjerner i 1. størrelsesorden er 100 gange lysere end stjerner med 6. størrelsesorden. Følgelig er forskellen i de tilsyneladende størrelser af to kilder lig med enhed, når den ene af dem er lysere end den anden (denne værdi er omtrent lig med 2,512). Generelt er forholdet mellem den tilsyneladende lysstyrke af to stjerner relateret til forskellen i deres tilsyneladende størrelser ved et simpelt forhold:
Armaturer, hvis lysstyrke overstiger stjernernes lysstyrke 1 m, har nul og negativ størrelse.
Sirius størrelser m 1 = -1,6 og Polaris m 2 = 2,1, finder vi i tabellen.
Lad os tage logaritmer af begge sider af ovenstående forhold:
Dermed, . Herfra. Det vil sige, at Sirius er 30 gange lysere end Nordstjernen.
Bemærk: ved hjælp af power-funktionen får vi også svaret på spørgsmålet om problemet.
7. Tror du, det er muligt at flyve på en raket til en hvilken som helst konstellation?
En konstellation er et konventionelt defineret område på himlen, inden for hvilket der er armaturer placeret i forskellige afstande fra os. Derfor er udtrykket "flyv til en konstellation" meningsløst.
- små kroppe af solsystemet (sammen med meteoroidlegemer), der bevæger sig i meget langstrakte baner og dramatisk ændrer deres udseende, når de nærmer sig Solen. K., der er langt fra Solen, ligner tågede, svagt lysende genstande (slørede skiver med en kondens i midten). Når himlen nærmer sig Solen, danner den en "hale" rettet i modsat retning af Solen.Lyse K. kan have flere. haler af forskellig længde og farve, parallelle striber kan observeres i halen og koncentriske striber omkring "hovedet" af K. ringe-galoer.
Titel "K." kommer fra græsk. ordene kometes, bogstaveligt talt - langhåret (lyse K. ligner et hoved med strømmende hår, fig. 1). Der åbnes årligt 5-10 K. Hver af dem tildeles en foreløbig betegnelse, herunder navnet på den K., der har opdaget det, opdagelsesåret og et bogstav i det latinske alfabet i rækkefølgen af opdagelsen. Så bliver han udskiftet og færdig. en betegnelse inklusive året for passage gennem perihelium og et romertal i rækkefølge efter datoerne for passage gennem perihelium.K. observeres, når et lille legeme - K.'s kerne, der ligner en sneklump, forurenet med fint støv og større faste partikler, nærmer sig Solen nærmere end 4-6 AU. opvarmes af sine stråler og begynder at frigive gasser og støvpartikler. Gasser og støv skaber en tåget skal omkring kernen (C.s atmosfære), kaldet koma, sværmens lysstyrke aftager hurtigt mod periferien. Atmosfæren på planeten forsvinder kontinuerligt ud i rummet og eksisterer kun, når gasser og støv frigives fra kernen. I mange koma er en stjerneformet kerne synlig i centrum af koma, som er en tæt del af atmosfæren, der skjuler den sande (faste) kerne, som praktisk talt er utilgængelig for observation. Den synlige kerne udgør sammen med koma K.s hoved (fig. 2). Fra siden af Solen har K.'s hoved form som en parabel eller en kædelinje, hvilket forklares ved den konstante påvirkning af lettryk og solvind på K.'s atmosfære. haler består af ioniserede gasser og støv ført væk i retning fra Solen (støv er hovedsageligt under påvirkning af let tryk , og ioniserede gasser - som et resultat af interaktion med ). Store faste partikler, under påvirkning af let tryk, opnår små accelerationer og, med lave hastigheder i forhold til kernen (på grund af deres svage indblanding af gasser), spredes gradvist langs meteorbanen og danner en meteorsværm. Neutrale atomer og molekyler oplever kun en lille mængde. let tryk og spredes derfor næsten jævnt i alle retninger fra K-kernen.
Når månen nærmer sig Solen, og opvarmningen af kernen øges, øges intensiteten af frigivelsen af gasser og støv kraftigt, hvilket kommer til udtryk i en hurtig stigning i månens lysstyrke og en stigning i halernes lysstyrke. Når stjerner bevæger sig væk fra Solen, falder deres lysstyrke hurtigt. Hvis vi tilnærmer ændringen i lysstyrken af K.'s hoved ved loven 1/ rn, r- afstand fra Solen), så i gennemsnit 4 (individuelle K. har betydelige afvigelser fra denne lov). På den glatte ændring i glansen af K.s hoved forbundet med ændringer r, overlejret er fluktuationer i lysstyrke og lyse opblussen forårsaget af den "eksplosive" udstødning af stof fra kometkerner med en kraftig stigning i fluxen af partikler af soloprindelse.
Diametrene af K.'s kerner er formodentlig 0,5-20 km, og derfor, med en tæthed på ~ 1 g/cm 3, er deres masser inden for området 10 14 - 10 19 g.
Imidlertid opstår der af og til celler med betydeligt større kerner. Talrige kerner mindre end 0,5 km genererer svage kerner, der praktisk talt er utilgængelige for observation. De synlige diametre af stjernernes hoveder er 10 4 -10 6 km, varierende med afstanden fra Solen. Nogle K. har max. hovedets størrelse oversteg Solens størrelse. Skaller af atomart brint omkring hovedet har endnu større størrelser (over 10 7 km), hvis eksistens blev fastslået ved observationer i spektret, linjer under ekstra-atmosfæriske undersøgelser af K. Som regel er halerne mindre lyse end de hoved, og derfor kan de iagttages ikke alle K. Længden af deres synlige del er 10 6 -10 7 km, dvs. De er normalt nedsænket i en brintskal (fig. 2). I nogle K. kunne halen spores til afstande på mere end 10 8 km fra kernen. I K.s hoveder og haler er stoffet yderst sjældent; På trods af det gigantiske volumen af disse formationer er næsten hele krystallens masse koncentreret i dens faste kerne.
Kerner består hovedsageligt af vandis (sne) og is (sne) af CO eller CO 2 med en blanding af is og andre gasser, hvilket også betyder. mængder af ikke-flygtige (stenede) stoffer. Tilsyneladende en vigtig bestanddel af fænomenets kerner. clathrates, dvs. is, krystallinsk hvis gitter omfatter atomer og molekyler af andre stoffer. At dømme efter overfloden af kemikalier. grundstoffer i substansen af K., skal kernen af K. bestå (efter masse) af ca. af 2/3 is og 1/3 stenede stoffer. Tilstedeværelsen af en vis mængde radioaktive grundstoffer i den stenede komponent af jordens kerner burde i en fjern fortid have ført til opvarmning af deres indre med flere grader. dec. Kelvin. Samtidig viser tilstedeværelsen af meget flygtig is i K.s kerner, at deres indre. temperaturen oversteg aldrig ~ 100 K. Således er solsystemets kerner tilsyneladende de mindst ændrede prøver af solsystemets primære stof. I den forbindelse diskuteres og forberedes projekter til direkte forskning af stoffet og strukturen af kulstof ved hjælp af et automatisk rumfartøj.
Aktivitet af K-kerner i afstande mindre end 2-2,5 a. e. fra Solen, er forbundet med sublimering af vandis, og på store afstande - med sublimering af is fra CO 2 og andre mere flygtige is. I en afstand af 1 a. dvs. fra Solen er sublimationshastigheden af vandkomponenten ~ 10 18 molekyler/(cm 2 s). I en planet med perihelia nær Jordens bane, under en tilgang til Solen, tabes det ydre lag af kernen flere gange tykt. m (K., der flyver gennem solkoronaen, kan miste et lag på hundredvis af m).
Den lange eksistens af en række periodiske K., der gentagne Gange fløj nær Solen, forklares tilsyneladende ubetydeligt. tab af stof under hver flyvning (på grund af dannelsen af et porøst varmeisolerende lag på overfladen af kernerne eller tilstedeværelsen af ildfaste stoffer i kernerne).
Det antages, at K.'s kerner omfatter blokke af forskellig sammensætning (makro-breccia-struktur) med forskellig flygtighed, hvilket især kan føre til fremkomsten af jetudstrømninger, der bemærkes nær visse kerner.
Under sublimeringen af is skilles ikke kun stenpartikler fra iskernens overflade, men også ispartikler, som derefter fordamper ind i det indre. dele af hovedet. Ikke-flygtige støvkorn dannes tilsyneladende også i umiddelbar nærhed af kernen som følge af kondensering af atomer og molekyler af ikke-flygtige stoffer. Støvpartikler reflekterer og spreder simpelthen sollys, hvilket giver en kontinuerlig komponent af K'ens spektre. Med en lille emission af støv observeres et kontinuerligt spektrum kun i den centrale del af hovedet på K., og med dets rigelige frigivelse - i næsten hele hovedet og i halerne af visse typer (se . nedenfor).
Atomer og molekyler placeret i himmelmolekylers hoveder og gashaler absorberer mængder af sollys og udsender dem derefter igen (resonant fluorescens). Neutrale (tilsyneladende komplekse) molekyler, der sublimerer fra kernen, afslører ikke sig selv i det optiske. områder af spektret. Når de går i opløsning under påvirkning af sollys (fotodissociation), så skyldes strålingen af nogle af deres fragmenter optisk stråling. del af spektret. Undersøgelse af optisk K.s spektre viste, at hovederne indeholder følgende neutrale atomer og molekyler (mere præcist kemisk ustabile radikaler): C, C 2, C 3, CH, CN, CO, CS, HCN, CH 3 CN; H, 0, OH, HN, H20, NH2; ioner C0 +, CH +, CN +, OH +, CO, H 2 O + osv. Arten af strålingsspektret ændrer sig, når de nærmer sig Solen. I K. beliggende i afstand fra Solen r> 3-4 a. Det vil sige, at spektret er kontinuerligt (solstråling på sådanne afstande kan ikke excitere et betydeligt antal molekyler). Når K. krydser asteroidebæltet (3 AU), vises CN-molekylets emissionsbånd i dets spektrum. Klokken 2 kl. e. molekylerne C 3 og NH 2 exciteres og begynder at emittere ved 1,8 a. Det vil sige, at der optræder kulstofbånd i spektret. I afstanden til Mars-banerne (1,5 AU) observeres linjer af OH, NH, CH osv. i spektret af planetens hoveder, og linjer af CO +, CO, CH +, OH +, H 2 O + ioner observeres i halerne osv. Når man krydser Venus kredsløb (ved afstande fra Jorden fra Solen mindre end 0,7 AU), opstår der Na-linjer, hvorfra der nogle gange dannes en selvstændig hale. I sjældne K., der fløj ekstremt tæt på Solen (f.eks. K. 1882 II og 1965 VIII), skete sublimering af stenede støvpartikler, og et spektrum blev observeret. linier af metaller Fe, Ni, Cu, Co, Cr, Mn, V. Under observationer af kometen Kohoutek 1973 XII og kometen Bradfield 1974 III var det muligt at påvise radioemissionslinjer af acetylnitril (CH 3 CN, = 2,7 mm), blåsyre (HCN, = 3,4 mm) og vand (H 2 O, = 13,5 mm) - molekyler, der frigives direkte fra kernen og repræsenterer nogle af modermolekylerne (med hensyn til atomer og radikaler observeret i det optiske område af spektrum). Radiolinjer af CH (= 9 cm) og OH (= 18 cm) radikaler blev observeret i centimeterområdet.
Radioemissionen af nogle af disse molekyler skyldes deres termiske excitation (kollisioner af molekyler i det perinukleare område), mens det for andre (f.eks. hydroxyl OH) tilsyneladende har en maser-karakter (se). I solens haler, rettet næsten direkte fra Solen, observeres ioniserede molekyler CO +, CH +, C0, OH +, dvs. disse haler er fænomener. plasma. Når man observerede spektret af halen af kometen Kohoutek 1973 XII, var det muligt at identificere H 2 O + linjerne. Emission fra ioniserede molekyler sker i en afstand på ~ 10 3 km fra kernen.
Ifølge klassifikationen af K. haler, foreslået i 2. halvdel af det 19. århundrede. F. Bredikhin, de er opdelt i tre typer: type I haler er rettet næsten direkte fra Solen; Type II-haler er buede og afviger fra vektoren med udvidet radius bagud i forhold til stjernens orbitale bevægelse; Type III-haler er korte, næsten lige, og fra begyndelsen afbøjet i retning modsat orbitalbevægelsen. Ved visse indbyrdes positioner af Jorden, Jorden og Solen kan haler af type II og III projiceres op på himlen i retning af Solen og danner en hale kaldet anomalous. Hvis Jorden derudover er i nærheden af kometens baneplan på dette tidspunkt, så er et lag af store partikler, der forlader kernen med lave relative hastigheder og derfor udbreder sig nær planet for kredsløbet K, synligt i form af en tynd peak. Forklaring af fysik. Årsagerne, der fører til udseendet af haler af forskellige typer, har ændret sig betydeligt siden Bredikhins tid. Ifølge moderne Ifølge data er type I haler plasma: de er dannet af ioniserede atomer og molekyler, som under påvirkning af solvinden føres væk fra kernen med hastigheder på tiere og hundreder af km/s. På grund af den ikke-isotropiske frigivelse af plasma fra det perinukleære område af solsystemet, såvel som på grund af plasma-ustabiliteter og inhomogeniteter af solvinden, har type I-haler en strømstruktur. De er næsten cylindriske. form [diameter km] med en ionkoncentration på ~ 10 8 cm -3. Vinklen, hvormed type I-halen afviger fra Sun-K-linjen, afhænger af hastigheden v sv af solvinden og om kredsløbets hastighed K. Observationer af type I komethaler gjorde det muligt at bestemme solvindens hastighed op til afstande på flere. EN. e. og langt fra det ekliptiske plan. Teoretisk En undersøgelse af solvindstrømmen omkring himmellegemet gjorde det muligt for os at konkludere, at der i himmelhovedet, på den side, der vender mod Solen, i en afstand af ~ 10 5 km fra kernen, skulle være et overgangslag, der adskiller solvinden plasma fra solvindens plasma, og i en afstand på ~ 10 6 km - en chokbølge, der adskiller området med supersonisk solvindstrøm fra området med subsonisk turbulent strømning, der støder op til solvindens hoved.
Type II og III tailings er støvede; Støvkorn, der kontinuerligt frigives fra kernen, danner type II-haler; type III-haler opstår i tilfælde, hvor en hel sky af støvpartikler samtidig frigives fra kernen. Støvkorn af forskellig størrelse modtager forskellig acceleration under påvirkning af let tryk, og derfor strækkes en sådan sky til en strimmel - halen af spektret Di- og triatomare radikaler observeret i hovedet af spektret og ansvarlige for resonansbånd i det synlige område af spektrets spektrum (i området med maksimal solstråling ), under påvirkning af lystryk opnår de en acceleration tæt på accelerationen af små støvpartikler. Derfor begynder disse radikaler at bevæge sig i retning af type II-halen, men har ikke tid til at bevæge sig langt langs den på grund af det faktum, at deres levetid (før fotodissociation eller fotoionisering) er ~ 10 6 s.
K. yavl. medlemmer af solsystemet og bevæger sig som regel rundt om Solen i aflange elliptiske linjer. baner af forskellige størrelser, vilkårligt orienteret i rummet. Dimensionerne af de fleste planeters baner er tusindvis af gange større end planetsystemets diameter. Stjernerne er placeret i nærheden af aphelion af deres kredsløb det meste af tiden, så der i den fjerne udkant af solsystemet er en sky af stjerner - den såkaldte. Oort sky. Dens oprindelse er tilsyneladende forbundet med tyngdekraften. udstødningen af iskolde kroppe fra de gigantiske planeters zone under deres dannelse (se). Oort-skyen indeholder ~1011 kometkerner. I K. bevæger sig væk til det perifere. dele af Oort-skyen (deres afstande fra Solen kan nå 10 5 AU, og omdrejningsperioderne omkring Solen - 10 6 -10 7 år), skifter baner under indflydelse af tiltrækningen af nærliggende stjerner. Samtidig bliver nogle K. parabolske. hastighed i forhold til Solen (for sådanne fjerne afstande ~ 0,1 km/s) og for altid miste kontakten med solsystemet. Andre (meget få) opnår hastigheder på ~ 1 m/s, hvilket fører til deres bevægelse i en bane med perihelium nær Solen, og så bliver de tilgængelige for observation. For alle planeter, når de bevæger sig i området besat af planeter, ændres deres baner under indflydelse af planeternes tiltrækning. Desuden blandt de K., der kom fra periferien af Oort-skyen, dvs. bevæger sig langs kvasi-parabolske linjer. kredser, omkring halvdelen bliver hyperbolsk. kredsløb og går tabt i det interstellare rum. For andre falder størrelsen af deres baner tværtimod, og de begynder at vende tilbage til Solen oftere. Ændringer i baner er især store under tætte møder med gigantiske planeter. Der kendes ~100 korte perioder. K., som nærmer sig Solen efter flere. år eller snesevis af år og spilder derfor relativt hurtigt stoffet af deres kerne. De fleste af disse K. tilhører Jupiter-familien, dvs. de erhvervede deres moderne små baner som følge af at nærme sig den.
Rumfartøjets baner skærer sig med planeternes baner, så kollisioner af rumfartøjer med planeter bør lejlighedsvis forekomme. Nogle af kraterne på Månen, Merkur, Mars og andre legemer blev dannet som følge af nedslag fra K-kerner. Tunguska-fænomenet (eksplosionen af et legeme, der flyver ind i atmosfæren fra rummet på Podkamennaya Tunguska i 1908) kan også have været forårsaget af en kollision af Jorden med en lille kometkerne.
Lit.:
Orlov S.V., Om kometernes natur, M., 1960; Dobrovolsky O.V. Kometer, meteorer og stjernetegnslys, i bogen. Kursus i astrofysik og stjernernes astronomi bind 3, M., 1964; sin egen. Comets, M., 1966; Whipple F.L., Comets, i bogen: Cosmochemistry of the Moon and Planets, M., 1975; Churyumov K.I., Comets and their observation, M., 1980; Tomita Koichiro, Diskurser om kometer, oversættelse. fra Japanese, M., 1982.
(B.Yu. Levin)