Астрономія

МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ І НАУКИ УКРАЇНИ

ПОЛТАВСЬКОГО ДЕРЖАВНОГО АГРАРНОГО КОЛЕДЖУ

 

 

 

 

 

РЕФЕРАТ

 

на тему: «АСТРОНОМІЯ»

 

 

 

 

                                                                               Виконала

                                                                               студентка 11-ОД групи

                                                                               Двигало А.К.

 

                                                                               Викладач

                                                                               Худолій Іван Іванович

                                                                              

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Полтава 2012

 

1. Як називаються моменти найвищого  та найнижчого положень світила  відносно горизонту?

 

Внаслідок добового обертання  небесної сфери кожне світило, описуючи на небі коло (тим менше, чим ближче світило до полюса світу), двічі перетинає  небесний меридіан.

Явище проходження світила  через небесний меридіан називається  кульмінацією.

У верхній кульмінації  світило буває найвище над  горизонтом, у нижній кульмінації  світило буває найнижче над горизонтом чи під горизонтом. Деякі зорі в  момент верхньої кульмінації проходять  через зеніт. В залежності від  кутових відстаней, на яких світила знаходяться від полюсів світу, у кожній певній точці земної кулі вони можуть сходити і заходити, або ніколи не заходити, або ніколи не сходити.

Для світил, які в даній  місцевості не заходять, ми бачимо і  верхню, і нижню кульмінації; для  світил, які сходять і заходять, тільки верхню кульмінацію; для світил, які не сходять, обидві кульмінації відбуваються під лінією горизонту. Для спостерігача на північному полюсі Землі всі зорі північної небесної півкулі не заходять, а зорі південної небесної півкулі не сходять і навпаки. Для спостерігача на екваторі всі зорі обох небесних півкуль сходять і заходять.

Коли центр сонячного  диска, перетинаючи небесний меридіан, знаходиться у верхній кульмінації, настає астрономічний полудень; під  час нижньої кульмінації центра сонячного диска настає астрономічна північ.

Зоряний час. Періодичне обертання небесної сфери, повторення явищ сходу і заходу світил та їхніх кульмінацій дали людям природну одиницю лічби часу - добу. Залежно від того, що взяте за орієнтир на небі, відрізняють сонячну і зоряну добу.

Зоряна доба — це проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями точки весняного  рівнодення.

Зоряний час — це час 8, що минув від верхньої кульмінації  точки весняного рівнодення.

Зоряну добу розділено  на 24 зоряних години, у кожній годині -60 зоряних хвилин, у кожній хвилині - 60 зоряних секунд. Оскільки повний оберт Землі відносно точки У1 становить 360, то маємо таке співвідношення: 1 год. = 15°, 1° = 4 хв.

Через те що Земля обертається  навколо своєї осі, на різних географічних меридіанах кульмінація точки весняного рівнодення настає в різні моменти. Якщо позначити через «0 зоряний час на нульовому гринвіцькому меридіані, то для спостерігача, який перебуває на схід від Гринвіча і географічна довгота якого X виражена в годинах і частках години, зоряний час буде більшим на величину л: S = S0 + X.

 

2. Який закон визначає  форму орбіт планет?

 

Заслуга відкриття законів  руху планет належить видатному німецькому вченому Йоганну Кеплеру (1571 —1630). На початку XVII ст. Кеплер, вивчаючи рух Марса навколо Сонця, встановив три закони руху планет.

Перший закон Кеплера. Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого  міститься Сонце (мал. 1).

Еліпсом (див. мал. 1) називається  плоска замкнута крива, властивість  якої полягає в тому, що сума відстаней від кожної її точки до двох точок, які називаються фокусами, залишається сталою. Ця сума відстаней дорівнює довжині великої осі DА еліпса. Точка О — центр еліпса, К і S — фокуси. Сонце знаходиться в даному разі у фокусі S. DО = ОА — а — велика піввісь еліпса. Вона є середньою відстанню планети від Сонця:

Найближча до Сонця точка  орбіти А називається пер и-гелієм, а найдальша від нього точка D — а ф е л і є м.

Ступінь витягнутості еліпса характеризується його ексцентриситетом е. Ексцентриситет дорівнює відношенню відстані фокуса від центра (0K = 0S) до довжини великої півосі а.

Коли фокуси й центр  збігаються (е =  ), еліпс перетворюється в коло.

Орбіти планет — еліпси, які мало відрізняються від кіл; їхні ексцентриситети малі. Наприклад, ексцентриситет орбіти Землі е = 0,017.

Другий закон Кеплера (закон  площ). Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі, тобто  площі SАН і SСD рівні (див. мал. 3), якщо дуги АН і СD планета описує за однакові проміжки часу. Але довжини цих дуг, що обмежують рівні площі, різні: АН > СD.

Мал. 1. Закон площ (другий закон Кеплера)

 

Отже, лінійна швидкість руху планети неоднакова в різних точках її орбіти. Швидкість планети під час її руху по орбіті тим більша, чим ближче вона До Сонця. У перигелії швидкість планети найбільша, в афелії найменша. Таким чином, другий закон Кеплера кількісно визначає зміну швидкості руху планети по еліпсу.

Третій закон Кеплера. Квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт. Якщо велику піввісь орбіти і зоряний період обертання однієї планети позначити через a1, T1, а другої планети — через а2, Т2, то формула третього закону матиме такий вигляд:

Цей закон Кеплера пов'язує середні відстані планет від Сонця з їхніми зоряними періодами і дає змогу встановити відносні відстані планет від Сонця, оскільки зоряні періоди планет уже були обчислені за синодичними періодами, інакше кажучи, дає змогу подати великі півосі всіх планетних орбіт в одиницях великої півосі земної орбіти.

Велику піввісь земної орбіти взято  за астрономічну одиницю відстаней (аÅ = 1 а. о.) її значення в кілометрах визначили пізніше, лише у XVIII ст.

Протягом багатьох століть у  природознавстві панувала аристотелівська  точка зору на природу тяжіння: «Земля і Всесвіт мають загальний  центр; важке тіло рухається до центра Землі, і відбувається це внаслідок  того, що центр Землі збігається з центром Вселеної».

У «Новій астрономії» на думку Кеплера, тяжіння — це «взаємне тілесне  тяжіння подібних (родинних) тіл  до єдності чи сполучення». У примітках  до свого більш пізню твору  про місячну астрономію Кеплер пише: «Гравітацію я визначаю як силу, подібну до магнетизму — взаємному притяганню. Сила притягання тим більше, чим обидва тіла ближче одне до іншого . ». Цим самим Кеплер істотно просувається в напрямку, що пізніше приводить Ньютона до відкриття його знаменитого закону всесвітнього тяжіння. Тут же Кеплер додає: «Причини океанських припливів і відливів бачимо в тім, що тіла Сонця і Місяця притягають води океану за допомогою деяких сил, подібних до магнетизму». Намагаючись установити кількісну залежність між силою притягання і відстанню, Кеплер припустив, що сила притягання прямо пропорційна ваги, але назад пропорційна відстані.

Увага Кеплера було притягнута і  до такої властивості матеріальних тіл, як інерція. Сам термін «інерція»  був введений у саме Кеплером. Він  позначив їм явище опору руху спочиваючих тел. Інерція руху, принаймні до 1620 р., їм не розглядається. Важливо відзначити, що поняття інерції було поширено Кеплером (у його розумінні) на неземні тіла і явища. У «Новій астрономії» він пише: «Планетні кулі повинні бути по природі матеріальні ., вони мають схильність до спокою, чи відсутності руху».

Для пояснення ексцентричності  орбіт Кеплер припустив, що планети  являють собою «величезні круглі магніти», магнітні осі яких зберігають постійний напрямок, подібно осі  вовчка. Отже, планети будуть періодично те притягатися ближче до Сонця, то відштовхуватися від нього, відповідно до розташування їхніх магнітних полюсів. Далі Кеплер поділяє всю орбіту Землі на 360 частин, відзначивши на орбіті положення Землі З1, З2, ., З360 у відповідні моменти часу t1, t2, ., t360. Кеплер зіставляв суму відстаней між Землею і Сонцем у моменти часу ti і tk (і в усі проміжні моменти) із проміжком часу, необхідним планеті, щоб перейти з положення Зi, Зк. При додаванні виявилося, що ця сума відрізків не залежить від обраної ділянки орбіти, а тільки від величини проміжку часу. Згадавши потім, як Архімед для перебування площі кругу розкладав його на велике число трикутників, Кеплер заміняє суму відстаней площею сектора, описаного радіусом-вектором крапки орбіти, вважаючи ці величини пропорційними, хоча і не говорячи про цьому прямо. Необхідно помітити, що при висновку закону площ (наприкінці 1601 — початку 1602 р.) Кеплер зустрівся і по-своєму справився з задачею, що має пряме відношення до того розділу математики, бурхливе розвиток якого незабаром ознаменувало настання нового етапу в історії математики, зв'язаного з численням нескінченно малих. Його спроба нескінченного підсумовування власне кажучи була першим кроком у чисельному інтегруванні. Другий закон визначав зміну швидкості руху планет по їхній орбіті, однак сама форма орбіти залишалася ще невідомої.

Тепер Кеплеру залишалося дати математичний опис тієї кривої, по якій рухається планета, і ця задача виявилася найбільш складною і трудомісткою. Довелося перевіряти одну за іншою багато гіпотез. При цьому, щоправда, у розпорядженні Кеплера вже був могутній засіб дослідження — його закон площ. Це давало можливість, задаючи гіпотезу про криву тієї чи іншої форми, обчислювати положення, що повинний був би займати Марса на цій передбачуваній орбіті в різні моменти часу, і порівнювати їх з положеннями, що спостерігаються. «Правда лежить між навкруги й овалом, начебто орбіта Марса є точний еліпс». Але, помістивши Сонце в його центр, Кеплер знову не прийшов до результату, що погодиться з даними спостережень.

На початку 1605 р. Кеплеру  вдалося знайти щирий зв'язок між  відстанню Сонце — Марс і так  називаною ексцентричною аномалією. Він знайшов тоді рівняння, що зараз  називається його ім'ям і широко використовується в теоретичній астрономії. Це рівняння має вид:

— константи. Це рівняння є одним  з перших трансцендентних рівнянь, що знайшли практичне застосування. Нарешті Кеплер помітив, що бічне  сплющення орбіти складає 0,00429 частки радіуса, що точно дорівнює половині квадрата визначеного їм раніше ексцентриситету (0,09262 =0,00857). І тоді Кеплер припустив, що орбіта Марса — еліпс, але Сонце розташовується не в його центрі, а в одному з фокусів. Перевірка гіпотези еліпса швидко привела його до успішного завершення роботи, що ознаменувались висновком першого закону: Марс рухається по еліпсі, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Кеплер не сумнівався, що по цьому ж законі рухаються й інші планети, що незабаром їм було перевірено. Він був упевнений також, що й орбіта Землі — еліпс, але через малий ексцентриситет (e= 0,01673) і недостатньої точності спостережень цей еліпс тоді ще неможливо було відрізнити від окружності. Відкриті Кеплером закони підготували ґрунт Ньютонові для відкриття закону всесвітнього тяжіння.

 

 

 

 

3. Яка з планет може підходити  до Землі на найменшу відстань?

 

Венера — друга за відстанню  від Сонця планета, майже такого ж розміру, як Земля. Іноді Венера підходить до Землі на відстань, меншу 40 млн. км, що робить її найближчою до Землі планетою. Більш того сила тяжіння на Венері майже дорівнює земній. Атмосфера Венери за складом схожа на первинну атмосферу Землі мільярди років тому. Більшість автоматичних станцій, які людство відправляє досліджувати зовнішні планети Сонячної системи, використовують гравітацію Венери для збільшення своєї швидкості. Ні в межах Сонячної системи, ні біля інших зірок людство не знайшло настільки близької до Землі за силою тяжіння і настільки привабливої для колонізації планети, як Венера. Але нажаль на цьому її привабливість закінчується.

Хоча у Венери і Землі близькі  розміри, середня густина й навіть внутрішня будова, проте Земля  має досить сильне магнітне поле, а  у Венери воно фактично відсутнє. Іоносфера  планети пронизана локальними магнітними полями слабкої напруженості, що наводяться сонячним магнітним полем та сонячним вітром. Хоча сила тяжіння на Венері становить 91% від земної, густина атмосфери Венери в 35 разів більша за земну. Тиск на поверхні планети складає близько 95 атмосфер. Складається ця атмосфера, в основному, з вуглекислого газу з домішками азоту і кисню.

Вуглекислий газ, пропускаючи сонячні  промені, дозволяє поверхні нагріватися, але поглинає інфрачервоне випромінювання розігрітої поверхні, що є причиною парникового ефекту. Через це температура на поверхні Венери набагато вища за земну і становить в середньому 467 °C, що навіть гарячіше ніж на Меркурії. На Венері майже немає води, так як пари води через відсутність сильного магнітного поля іонізуються та розпадаються, в результаті чого водень виноситься з планети сонячним вітром. Тому Венеру за її такі схожі і водночас несхожі з нашою планетою параметри іноді називають «кривим дзеркалом Землі».

 

4. Чим відрізняються  телескопи-рефлектори від телескопів-рефракторів?

 

Якщо об'єктив телескопа являє собою лінзу або систему лінз, то телескоп називають рефрактором (мал. 1), а якщо угнуте дзеркало,— то рефлектором (мал. 2).

Світлова енергія, що її збирає телескоп, залежить від розмірів об'єктива. Чим більша площа його поверхні, тим слабкіші об'єкти, що світяться, можна спостерігати в телескоп.

У рефракторі промені, пройшовши крізь об'єктив, заломлюються й утворюють зображення об'єкта у фокальній площині (мал. 3, а). У рефлекторі промені від угнутого дзеркала відбиваються й потім також збираються у фокальній площині (мал. 3, б). Утворене об'єктивом зображення небесного об'єкта можна або розглядати крізь лінзу, яку називають окуляром, або фотографувати. Виготовляючи об'єктив телескопа, намагаються звести до мінімуму всі спотворення, які неминуче має зображення об'єктів. Проста лінза надто викривляє і забарвлює краї зображення. Щоб зменшити ці недоліки, об'єктив виготовляють з кількох лінз з різною кривизною поверхонь і з різних сортів скла. Поверхні угнутого скляного дзеркала, покритій сріблом чи алюмінієм, надають для зменшення викривлень не сферичної, а параболічної форми.

Радянський оптик Д. Д. Максутов розробив систему телескопа, що називається менісковою. Вона поєднує  в собі переваги рефрактора і рефлектора. За цією системою побудовано одну з моделей шкільного телескопа. Тонке опукло-вгнуте скло — меніск—виправляє викривлення, які дає велике сферичне дзеркало. Промені, що відбилися від дзеркала, відбиваються потім від посрібленої ділянки на внутрішній поверхні меніска і йдуть в окуляр (мал. 3, в), роль якого виконує короткофокусна лінза. Існують також інші телескопічні системи.