Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
2. На якой вышыні ў Ленінградзе бывае верхняя кудьмінацыя Антарэса (<і Скарпіёна, гл. дадатак IV)?
3. Якое схіленне зорак, што ў вашым горадзе кульмініруюць у зеніце? У пункце поўдня?
4. Вызначце паўдзённую вышыню Сонца ў Архангельску і ў Ашхабадзе ў дні летняга і зімняга сонцастаяння._____________________________________________
•3. Дакладны час. Для вымярэння кароткіх прамежкаў часу асноўнай адзінкай з’яўляецца сярэдняя працягласць сонечных сутак, г. зн. сярэдні прамежак часу паміж дзвюма верхнімі (або ніжнімі) кульмінацыямі цэнтра Сонца. На працягу года працягласць гэтага прамежку крыху вагаецца. Адбываецца гэта таму, што Зямля абарачаецца вакол Сонца не па кругу, а па эліпсу, і скорасць яе руху пры гэтым крыху мяняецца. Гэта і выклікае
18
невялікія нераўнамернасці ў бачным руху Сонца па экліптыцы на працягу года.
Момант верхняй кульмінацыі цэнтра Сонца, як мы ўжо гаварылі, называецца сапраўдным поўднем. Але для праверкі гадзінніка, для вызначэння дакладнага часу няма патрэбы адзначаць па ім іменна момант кульмінацыі Сонца. Больш зручна і больш дакладна адзначаць моманты кульмінацыі зорак, а рознасць момантаў кульмінацыі любой зоркі і Сонца вядома дакладна для любога часу. Сапраўды, рух Зямлі, а значыць, змяненне бачнага становішча Сонца адносна зорак вядома дакладна. Так, па назіраннях зорак у абсерваторыі сістэматычна правяраюць галоўны гадзіннік, што практычна зводзіцца да вызначэння яго папраўкі, г. зн. велічыні (са знакам + або —), якую трэба дадаць да паказання гадзінніка, каб атрымаць дакладны час. У прамежках паміж вызначэннем паправак гадзінніка дакладны час «захоўвае» кварцавы або іншы гадзіннік, у якім падтрымліваецца вельмі дакладна частата якіхнебудзь вагальных працэсаў. У цяперашні час створан атамны гадзіннік, які «ідзе» з вельмі вялікай дакладнасцю. Ен скарыстоўваецца для захоўвання дакладнага часу.
Вызначэнне дакладнага часу астранамічнымі назіраннямі, яго захоўванне і перадача па радыё ўсяму насельніцтву з’яўляюцца задачай так званай службы дакладнага часу, якая існуе ў многіх краінах. У выніку работы службаў часу нядаўна высветліліся вельмі нязначныя ваганні ў скорасці вярчэння Зямлі вакол восі, якая раней лічылася строга пастаяннай.
Сігналы дакладнага часу па радыё прымаюць штурманы марскога і паветранага флоту, многія навуковыя і вытворчыя арганізацыі, якім неабходна ведаць дакладны час. Ведаць дакладны час трэба, у прыватнасці, і для вызначэння геаграфічных даўгот розных пунктаў зямной паверхні.
4. Лічэнне часу. Вызначэнне геаграфічнай даўгаты. Каляндар. 3 курса фізічнай геаграфіі СССР вам вядомы паняцці мясцовага, паяснога і дэкрэтнага лічэння часу, а таксама, што рознасць геаграфічных даўгот двух пунктаў вызначаюць па рознасці мясцовага часу гэтых пунктаў. Гэта задача рашаецца астранамічнымі метадамі, якія скарыстоўваюць назіранні зорак. На аснове вызначэння дакладны\ каардынат асобных пунктаў робіцца картаграфаванне зямной паверхні.
Для лічэння вялікіх прамежкаў часу людзі са старажытных часоў скарыстоўвалі працягласць або месячНага месяца, або сонечнага года, г. зн. працягласць абароту Сонца па экліптыцы. Год вызначае перыядычнасць сезонных змяненняў, вельмі важную для земляроба і жывёлавода. Сонечны год крыху большы за 365 сонечных сутак 5 гадзін 48 мінут 46 секунд. Ен практычна несувымерны з суткамі і з даўжынёй месячнага месяца — перыядам змены месячных фаз (каля 29,5 сут). Гэта і складае цяжкасць стварэння простага і зручнага календара. Паўднёвыя жывёлага'доўчыя народы карысталіся звычайна месячнымі месяцамі. Для
2*
19
ўзгаднення лічэння па Месяцу з Сонцам прыходзілася ўстанаўліваць у годзе то 12, то 13 месяцаў і ўстаўляць яшчэ часам дадатковыя дні. Больш простым і зручным быў сонечны каляндар, які ўжываўся яшчэ ў старажытным Егіпце.
Ў Рыме яшчэ да нашай эры Юлій Цэзар увёў каляндар з высакоснымі гадамі, які пасля атрымаў, як вядома вам з курса фізічнай геаграфіі, назву юліянскага або старога стылю. У гэтым календары для прастаты год у сярэднім прыняты за 365 сут 6 г, г. зн. крыху даўжэй сапраўднага. 3 гэтай прычыны стары стыль адставаў ад сапраўднага часу прыкладна на 3 сут за кожныя 400 гадоў.
У грыгарыянскім календары (новым стылі), уведзеным у СССР у 1918 г. і яшчэ раней прынятым у большасці краін, гады, якія заканчваюцца на два нулі, за выключэннем 1600, 2000, 2400 і г. д. (г. зн. тых, у якіх лік соцень дзеліцца на 4 без астатку), не лічацца высакоснымі. Гэтым і выпраўляюць памылку ў 3 сут, якая набягае за 400 гадоў. Такім чынам, сярэдняя працягласць года ў новым стылі аказваецца вельмі блізкай да перыяду абарачэння Сонца па экліптыцы. Месяцы ў нашым календары ўжо не звязаны з Месяцам, і толькі слова «месяц» нагадвае аб месяцах, якія калісьці прымяняліся.
БУДОВА СОНЕЧНАЙ СІСТЭМЫ
6. САСТАЎ СОНЕЧНАЙ СІСТЭМЫ
3 курса прыродазнаўства вы ведаеце, што сонечную сістэму складаюць Сонца і планеты з іх спадарожнікамі, што зоркі размешчаны непараўнальна далей ад нас, чым планеты. Нават бліжэйшая зорка знаходзіцца на адлегласці ад Сонца ў 7000 разоў далей, чым самая далёкая з вядомых планет—Плутон. Плутон жа знаходзіцца ў 40 разоў далей ад Сонца, чым Зямля. Усё гэта трэба сабе ўявіць выразна з самага пачатку.
Вядома 9 планет, якія называюцца вялікімі. Яны абарачаюцца вакол Сонца па эліпсах (якія мала адрозніваюцца ад акружнасцей) амаль у адной плоскасці, у парадку аддалення ад Сонца — гэта Меркурый, Венера, Зямля (з Месяцам), Марс, Юпітэр, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон (рыс. 21). Паміж Марсам і Юпітэрам абарачаецца мноства астэроідаў (малых планет, названых так за іх зоркападобны выгляд у тэлескоп). Колькасць ужо вядомых астэроідаў набліжаецца да 2000. Вакол Сонца абарачаюцца яшчэ каметы1—вялікія ўтварэнні з разрэджанага газу з вельмі малым цвёрдым ядром. Большасць з іх мае эліптычныя арбіты, якія выходзяць за арбіту Плутона, так што дыяметр апошняй толькі ўмоўна прымаецца за дыяметр сонечнай сістэмы. Апрача гэтага, вакол Сонца абарачаюцца па эліпсах незлічоныя метэорныя целы, размерам ад пясчынкі да дробнага астэроіда. Разам з астэроідамі Г камёТаш“яні^ўтвар1іюІПГ^^ сонечнай сістэмы. Сонца прыкладна ў 333 000 разоў больш масіўнае, чым Зямля (рыс. 22), а маса ўсіх планет складае ўсяго толькі 0,1% ад масы Сонца, таму яно сілай свайго прыцяжэння кіруе рухам усіх членаў сонечнай сістэмы. Яно ў 109 разоў большае за Зямлю па дыяметру. 3 планет самая вялікая — Юпітэр (рыс. 23).
Сістэмы спадарожнікаў, калі іх у планеты некалькі, нагадваюць сонечную сістэму ў мініяцюры.
1 Пастаражытнагрэчаску камета азначае калматае свяціла.
21
22. Параўнанне мас Сонца і некаторых планет:
21. План сонечнай сістэмы (арбіты планет, больш блізкіх да Сонца,
23. Параўнанне размераў планет і Сонца.
Уран
Нептун
Плутон
Дакладныя значэнні адлегласцей планет ад Сонца, перыядаў іх абарачэння, вярчэння вакол восі і іншыя характарыстыкі планет дадзены ў табліцы V дадатку, а ў тэксце і ў задачах часта прыводзяцца акругленыя значэнні, з якіх дастаткова запомніць толькі тыя, якія дадзены ў дадатку I.
Прастора паміж планетамі запоўнена вельмі разрэджаным газам з касмічным пылам. Яе пранізваюць электрамагнітныя спрамяненні; яна носьбіт магнітных і гравітацыйных палёў.
ЗАКОНЫ РУХУ ПЛАНЕТ I ШТУЧНЫХ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
7. 1. Форма арбіты і скорасць руху. Чым бліжэй планеты да Сонца, тым большыя лінейная і вуглавая скорасці іх абарачэння вакол Сонца. Перыяд абарачэння планет вакол Сонца ў адносінах ^ да зорак называецца зорным або сідэрычным перыядам. Такі перыяд абарачэння Зямлі адносна зорак называецца зорным годам. Найменшы зорны перыяд абарачэння ў планеты Меркурый — 88 сут. У Марса ён складае амаль 2 гады, а ў Юпітэра — 12 гадоў і, ўсё ўзрастаючы з аддаленнем ад Сонца, у Плутона даходзіць амаль да 250 гадоў.
Заслуга адкрыцця законаў руху планет належыць выдатнаму нямецкаму вучонаму Іагану Кеплеру. У пачатку XVII ст. ён устанавіў тры законы руху планет. Яны названы законамі Кеплера.
Першы закон Кеплера: кожная планета абарачаецца вакол • Сонца па эліпсу, у адным з фокусаў якога знаходзіцца Сонца (рыс. 24).
Эліпсам называецца плоская замкнёная крывая, якая мае такую ўласцівасць, што сума адлегласцей кожнага яе пункта ад двух пунктаў, што называюцца фокусамі, застаецца пастаяннай. Гэта сума адлегласцей роўна даўжыні вялікай восі эліпса (рыс. 24). Пункт 0 — цэнтр эліпса, DA — яго вялікая вось, DO = = а—вялікая паўвось, К і S — фокусы. Сонца знаходзіцца ў фокусе S.
Ступень выцягнутасці эліпса характарызуецца велічынёй яго эксцэнтрысітэту. Эксцэнтрысітэт е = Oy: ОА роўны адносіне адлегласці фокуса ад цэнтра да даўжыні вялікай паўвосі. У прэдзеле пры супадзенні фокусаў і цэнтра (е = 0) эліпс ператвараецца ў акружнасць. Вялікая паўвось а з’яўляецца сярэдняй адлегласцю планеты ад Сонца:
0D = DS ^
Бліжэйшы да Сонца пункт арбіты называецца перыгеліем, а самы далёкі ад яго пункт — афеліем. Арбіты планет — эліпсы, якія мала адрозніваюцца ад акружнасцей, іх эксцэнтрысітэты малыя. Напрыклад, эксцэнтрысітэт арбіты Зямлі е = 0,017.
Эксцэнтрысітэты арбіт у большасці камет набліжаюцца да адзінкі. Пры е = 1 другі фокус эліпса аддаляецца (у прэдзеле) у
23
24. Закон плошчаў (другі закон Кеплера).
25. Формы арбіт, якія апісваюцца пад дзеяннем цягацення, на прыкладзе арбіт касмічных ракет (пасланыя па стрэлцы, яны не вернуцца, калі пойдуць па парабале або гіпербале, і па перарывістых частках крывых руху не будзе).
бесканечнасць, так што эліпс становіцца разамкнёнай крывой (рыс. 25), якая называецца парабалай. Пры е>1 арбіта з’яўляецца гіпербалай (рыс. 25). Рухаючыся па парабале або гіпербале, цела толькі аднойчы агінае Сонца і назаўсёды аддаляецца ад яго.
Кеплер адкрыў свае законы, вывучаючы перыядычнае абарачэнцр Марса вакол Сонца.' Ньютан, зыходзячы з назіранняў руху Месяца і законаў Кеплера, адкрыў закон сусветнага цягацення. Пры г^гвтм' ён знайшоў, што пад дзеяннем узаемнага цягацення целы могуць рухацца адно адносна другога па эліпсу, у прыватнасці па кругу, па парабале і па гіпербале. ' .
Ньютан устанавіў, што выгляд] арбіты, якую апісвае цела, залежыць і ад яго скорасці ў дадзеным месцы[ арбіты. Пры некаторай скорасці цела апісвае акружнасць каля прыцягваючага цэнтра. Такую скорасць называюць першай касмічнай скорасцю, яе надаюць целам, якія запускаюцца ў якасці штучных спадарожнікаў Зямлі. Вывад формулы для вылічэння першай касмічнай/ скорасці вядомы з курса фізікі.
КНІГІ ОНЛАЙН
