Die Winkelmaße des Schweifs nach den Koordinaten der Sterne sind ein Beispiel. Methoden der visuellen Beobachtung von Kometen. Konstellationen. Sternkarten. Himmelskoordinaten

1. Konstellationen

Es ist notwendig, sich in einer wolkenlosen Nacht mit dem Sternenhimmel vertraut zu machen, wenn das Licht des Mondes die Beobachtung schwacher Sterne nicht stört. Ein wunderschönes Bild des Nachthimmels mit funkelnden Sternen, die darüber verstreut sind. Ihre Zahl scheint endlos. Aber es scheint nur so, bis Sie genau hinsehen und lernen, vertraute Gruppen von Sternen am Himmel zu finden, unverändert in ihrer relativen Position. Diese Gruppen, die Konstellationen m und genannt werden, wurden vor Tausenden von Jahren von Menschen identifiziert. Unter einer Konstellation wird ein Bereich des Himmels innerhalb bestimmter festgelegter Grenzen verstanden. Der gesamte Himmel ist in 88 Sternbilder unterteilt, die anhand ihrer charakteristischen Sternenanordnung zu finden sind.

Viele Sternbilder behalten ihren Namen aus der Antike. Einige Namen werden zum Beispiel mit der griechischen Mythologie in Verbindung gebracht Andromeda, Perseus, Pegasus, einige - mit Objekten, die Figuren ähneln, die von den hellen Sternen der Konstellationen gebildet werden: Pfeil, Dreieck,Waage usw. Es gibt zum Beispiel Sternbilder, die nach Tieren benannt sind ein Löwe,Krebs, Skorpion.

Konstellationen am Himmel werden gefunden, indem ihre hellsten Sterne gedanklich mit geraden Linien zu einer bestimmten Figur verbunden werden, wie auf Sternkarten dargestellt (siehe Sternkarte in Anhang VII sowie Abb. 6, 7, 10). In jeder Konstellation werden helle Sterne seit langem mit griechischen Buchstaben * bezeichnet, meistens der hellste Stern in der Konstellation - mit dem Buchstaben α, dann mit den Buchstaben β, γ usw. in alphabetischer Reihenfolge, wenn die Helligkeit abnimmt; zum Beispiel, Polarstern eine Konstellation haben Ursa Minor.

* (Das griechische Alphabet ist in Anhang II angegeben.)

Die Abbildungen 6 und 7 zeigen die Lage der Hauptsterne des Großen Bären und die Figur dieses Sternbildes, wie sie auf alten Sternkarten abgebildet war (der Weg zum Nordstern ist Ihnen aus dem Erdkundekurs bekannt).

Mit bloßem Auge sind in einer mondlosen Nacht etwa 3.000 Sterne über dem Horizont zu sehen. Derzeit haben Astronomen die genaue Position von mehreren Millionen Sternen bestimmt, die von ihnen ausgehenden Energieflüsse gemessen und Kataloglisten dieser Sterne erstellt.

2. Scheinbare Helligkeit und Farbe von Sternen

Tagsüber erscheint der Himmel blau, weil die Inhomogenitäten der Luftumgebung die blauen Sonnenstrahlen am stärksten streuen.

Außerhalb der Erdatmosphäre ist der Himmel immer schwarz und es ist möglich, die Sterne und die Sonne gleichzeitig zu beobachten.

Sterne haben unterschiedliche Helligkeit und Farbe: weiß, gelb, rötlich. Je röter der Stern, desto kälter ist es. Unsere Sonne ist ein gelber Stern.

Die alten Araber gaben den hellen Sternen ihre eigenen Namen. Weiße Sterne: Wega im Sternbild Lyra, Altair im Sternbild Adler (sichtbar im Sommer und Herbst), Sirius- der hellste Stern am Himmel (im Winter sichtbar); Rote Sterne: Beteigeuze im Sternbild Orion Und Aldebaran im Sternbild Stier (im Winter sichtbar), Antares im Sternbild Skorpion (sichtbar im Sommer); Gelb Kapelle im Sternbild Auriga (im Winter sichtbar) * .

* (Die Namen heller Sterne sind in Anhang IV angegeben.)

Die hellsten Sterne wurden in der Antike Sterne der 1. Größe genannt, und die schwächsten, die an der Grenze des Sichtfeldes sichtbar waren, wurden Sterne der 6. Größe genannt. Diese alte Terminologie hat sich bis heute erhalten. Der Begriff "Magnitude" (bezeichnet mit dem Buchstaben m) hat nichts mit der wahren Größe von Sternen zu tun, er charakterisiert den Lichtstrom, der von einem Stern zur Erde kommt. Es wird angenommen, dass sich die scheinbare Helligkeit der Sterne bei einem Unterschied von einer Größenordnung um etwa das 2,5-fache unterscheidet. Dann entspricht ein Unterschied von 5 Größenordnungen einem Helligkeitsunterschied von genau dem 100-fachen. Sterne der 1. Größenordnung sind also 100-mal heller als Sterne der 6. Größenordnung. Moderne Beobachtungsmethoden ermöglichen den Nachweis von Sternen bis etwa zur 25. Größenordnung.

Präzise Messungen zeigen, dass Sterne sowohl gebrochene als auch negative Helligkeiten haben, zum Beispiel: für Aldebaran, Helligkeit m=1,06, für Begi m=0,14, für Sirius m= -1,58, für die Sonne m= -26,80.

3. Scheinbare tägliche Bewegung der Sterne. Himmelskugel

Aufgrund der axialen Drehung der Erde erscheinen uns die Sterne, als würden sie sich über den Himmel bewegen. Wenn Sie auf die Südseite des Horizonts blicken und die tägliche Bewegung der Sterne in den mittleren Breiten der Nordhalbkugel der Erde beobachten, werden Sie feststellen, dass die Sterne auf der Ostseite des Horizonts aufgehen, sich über alles erheben, was über der Südseite liegt des Horizonts und auf der Westseite eingestellt, dh sie bewegen sich im Uhrzeigersinn von links nach rechts (Abb. 8). Bei sorgfältiger Beobachtung können Sie sehen, dass der Polarstern seine Position relativ zum Horizont fast nicht ändert. Alle anderen Sterne beschreiben tagsüber Vollkreise mit einem Zentrum in Polarnähe. Dies kann man leicht erkennen, indem man das folgende Experiment in einer mondlosen Nacht durchführt. Die auf "unendlich" eingestellte Kamera wird auf den Nordstern gerichtet und in dieser Position sicher fixiert. Öffnen Sie den Verschluss bei vollständig geöffnetem Objektiv für eine halbe oder eine Stunde. Nachdem wir das so erhaltene Bild entwickelt haben, sehen wir darauf konzentrische Bögen - Spuren der Sternbahnen (Abb. 9). Das gemeinsame Zentrum dieser Bögen - ein Punkt, der während der täglichen Bewegung der Sterne stationär bleibt, wird herkömmlich genannt Nordpol Frieden. Der Polarstern ist ihm sehr nahe (Abb. 10). Der diametral gegenüberliegende Punkt wird genannt Südpol Frieden. Für einen Beobachter der nördlichen Erdhalbkugel befindet er sich unterhalb des Horizonts.

Es ist bequem, die Phänomene der täglichen Bewegung von Sternen mit der mathematischen Konstruktion zu untersuchen - himmlische Sphäre, also eine imaginäre Kugel mit beliebigem Radius, deren Mittelpunkt im Beobachtungspunkt liegt. Die sichtbaren Positionen aller Leuchten werden auf die Oberfläche dieser Kugel projiziert, und zur Erleichterung der Messungen wird eine Reihe von Punkten und Linien erstellt (Abb. 11). So kreuzt ein durch den Beobachter verlaufendes Lot ZCZ" den Himmel über dem Kopf im Zenitpunkt Z. Der diametral gegenüberliegende Punkt Z" wird Nadir genannt. Die Ebene (NESW) senkrecht zur Lotlinie ZZ" ist die Ebene des Horizonts - diese Ebene berührt die Erdoberfläche an dem Punkt, an dem sich der Beobachter befindet (Punkt C in Abb. 12). Sie teilt die Erdoberfläche Himmelskugel in zwei Hemisphären: die sichtbare, deren Punkte alle über dem Horizont liegen, und die unsichtbare, deren Punkte unter dem Horizont liegen.

Die scheinbare Rotationsachse der Himmelskugel, die beide Pole der Welt verbindet(R und R") und den Beobachter passieren(VON), namensAchse der Welt(Abb. 11). Die Erdachse ist für jeden Beobachter immer parallel zur Rotationsachse der Erde (Abb. 12). Am Horizont unterhalb liegt der Nordpol der Welt Nordpunkt N (siehe Abb. 11 und 12), der diametral gegenüberliegende Punkt S ist der Südpunkt. Die NCS-Leitung wird angerufen Mittagslinie(Abb. 11), da ein Schatten von einem senkrecht gestellten Stab am Mittag auf einer horizontalen Ebene entlang fällt. (Wie man eine Mittagslinie auf den Boden zeichnet und wie man an den Seiten des Horizonts entlang und am Nordstern entlang navigiert, lernten Sie in der fünften Klasse im Studiengang Physische Geographie.) Punkte des Ostens E und Westen W liegen auf der Horizontlinie. Sie sind von den nördlichen N- und südlichen S-Punkten um 90° getrennt. Durch den Punkt N, den Streifen der Welt, verläuft der Zenit Z und der Punkt S Himmelsmeridianebene(siehe Abb. 11), die für den Beobachter C mit der Ebene seines geographischen Meridians zusammenfällt (siehe Abb. 12). Schließlich bildet die Ebene (QWQ "E), die durch den Mittelpunkt der Kugel (Punkt C) senkrecht zur Weltachse verläuft, eine Ebene Himmelsäquator, parallel zur Ebene des Erdäquators (siehe Abb. 12). Der Himmelsäquator teilt die Oberfläche der Himmelskugel in zwei Halbkugeln: nördlich mit einem Gipfel am nördlichen Himmelspol und Süd- mit einem Gipfel am südlichen Himmelspol.

4. Sternkarten und Himmelskoordinaten

Um eine Sternkarte zu erstellen, die Konstellationen in einer Ebene darstellt, müssen Sie die Koordinaten der Sterne kennen. Die Koordinaten von Sternen relativ zum Horizont, wie z. B. die Höhe, sind zwar visuell, aber nicht für die Kartierung geeignet, da sie sich ständig ändern. Es ist notwendig, ein Koordinatensystem zu verwenden, das sich mit dem Sternenhimmel dreht. Dieses Koordinatensystem ist äquatoriales System, es wird so genannt, weil der Äquator als die Ebene dient, von der und in der die Koordinaten genommen werden. In diesem System ist eine Koordinate der Winkelabstand der Leuchte vom Himmelsäquator, genannt Deklination δ (Abb. 13). Er variiert innerhalb von ±90° und gilt nördlich des Äquators als positiv und südlich als negativ. Die Deklination ähnelt der geografischen Breite.

Die zweite Koordinate ähnelt der geografischen Länge und heißt Rektaszensionα.

Die Rektaszension des Gestirns M wird durch den Winkel zwischen den Ebenen der Großkreise gemessen, einer geht durch die Pole der Welt und die gegebene Leuchte M, und der andere geht durch die Pole der Welt und den Punkt Frühlings-Tagundnachtgleiche auf dem Äquator liegen (siehe Abb. 13). Dieser Punkt wurde so genannt, weil die Sonne im Frühjahr vom 20. bis 21. März, wenn der Tag gleich der Nacht ist, darin (auf der Himmelskugel) steht.

Die Rektaszension wird entlang des Bogens des Himmelsäquators vom Frühlingsäquinoktium gegen den Uhrzeigersinn gemessen, vom Nordpol aus gesehen. Er reicht von 0 bis 360° und wird Rektaszension genannt, weil die Sterne am Himmelsäquator in aufsteigender Reihenfolge ihrer Rektaszension aufsteigen (und untergehen). Da dieses Phänomen mit der Rotation der Erde zusammenhängt, ist es üblich, die Rektaszension nicht in Grad, sondern in Zeiteinheiten auszudrücken. In 24 Stunden macht die Erde (und es scheint uns, dass die Sterne) eine Umdrehung - 360 °. 360° entsprechen also 24 Stunden, dann 15° -1 h, 1° -4 min, 15" -1 min, 15" -1 s. Beispielsweise sind 90° 6 Stunden und 7 Stunden 18 Minuten 109°30".

In Zeiteinheiten wird die Rektaszension auf dem Koordinatengitter von Sternkarten, Atlanten und Globen angezeigt, einschließlich der Karte, die dem Lehrbuch und dem Schulastronomischen Kalender beigefügt ist.

Übung 1

1. Was charakterisiert die Magnitude?

2. Gibt es einen Unterschied zwischen dem nördlichen Himmelspol und dem Nordpunkt?

3. Drücken Sie 9 Stunden 15 Minuten 11 Sekunden in Grad aus.

Übung 1

1. Machen Sie sich gemäß Anhang VII mit der Handhabung und Installation einer beweglichen Sternenkarte vertraut.

2. Finden Sie anhand der Koordinatentabelle heller Sterne in Anhang IV einige der angezeigten Sterne auf der Sternenkarte.

3. Zählen Sie auf der Karte die Koordinaten mehrerer heller Sterne und überprüfen Sie sich anhand von Anhang IV.

WIE MAN KOMET BEOBACHTET

Witali Newski

Zunächst erkläre ich Ihnen, worauf Sie bei der Beobachtung eines Kometen achten sollten. Eines der wichtigsten Merkmale ist die Größe des Kometen, sie muss mit einer der unten beschriebenen Methoden geschätzt werden. Dann - der Durchmesser der Koma des Kometen, der Grad der Kondensation und bei Vorhandensein eines Schweifes - seine Länge und sein Positionswinkel. Das sind die Daten, die für die Wissenschaft von Wert sind.

Darüber hinaus sollte in den Kommentaren zu den Beobachtungen vermerkt werden, ob ein photometrischer Kern beobachtet wurde (nicht zu verwechseln mit einem echten Kern, der nicht durch ein Teleskop gesehen werden kann) und wie er aussah: sternförmig oder scheibenförmig, hell oder schwach . Bei hellen Kometen sind Phänomene wie Lichthöfe, Schalen, Ablösung von Schweifen und Plasmabildungen sowie das gleichzeitige Vorhandensein mehrerer Schweife möglich. Außerdem haben bereits mehr als fünfzig Kometen den Zerfall des Kerns beobachtet! Lassen Sie mich diese Phänomene ein wenig erklären.

• Halos sind konzentrische Bögen um den photometrischen Kern. Sie waren vom berühmten Kometen Hale-Bopp aus gut sichtbar. Dies sind Staubwolken, die regelmäßig aus dem Kern ausgestoßen werden, sich allmählich von ihm entfernen und vor dem Hintergrund der Kometenatmosphäre verschwinden. Sie müssen mit Angabe der Winkelmaße und des Zeitpunkts der Skizze skizziert werden.
• Der Zusammenbruch des Kerns. Das Phänomen ist recht selten, wurde aber bereits bei mehr als 50 Kometen beobachtet. Der Beginn des Zerfalls ist nur bei maximaler Vergrößerung zu sehen und sollte sofort gemeldet werden. Allerdings darf man den Zerfall des Kerns nicht mit der häufigeren Ablösung der Plasmawolke verwechseln. Der Zerfall des Kerns wird normalerweise von einem starken Anstieg der Helligkeit des Kometen begleitet.
• Schalen - erscheinen an der Peripherie der Kometenatmosphäre (siehe Abb.) und beginnen dann zu schrumpfen, als ob sie auf dem Kern zusammenbrechen würden. Wenn Sie dieses Phänomen beobachten, müssen Sie die Höhe des Scheitels (V) in Bogenminuten messen - den Abstand vom Kern zur Oberseite der Schale und den Durchmesser P = P1 + P2 (P1 und P2 sind möglicherweise nicht gleich). . Diese Bewertungen müssen mehrmals während der Nacht durchgeführt werden.

Die Genauigkeit der Schätzung sollte nicht kleiner als +/-0,2 Magnitude sein. Um eine solche Genauigkeit zu erreichen, muss der Beobachter während einer 5-minütigen Arbeit mehrere Helligkeitsschätzungen vornehmen, vorzugsweise von verschiedenen Vergleichssternen, um den Mittelwert der Sternhelligkeit des Kometen zu ermitteln. Auf diese Weise kann der erhaltene Wert als ziemlich genau angesehen werden, aber nicht der, der als Ergebnis nur einer Bewertung erhalten wurde! Wenn in einem solchen Fall die Genauigkeit +/-0,3 nicht überschreitet, wird ein Doppelpunkt (:) nach dem Magnitudenwert des Kometen gesetzt. Findet der Beobachter den Kometen nicht, so schätzt er die maximale Helligkeit für sein Instrument in einer bestimmten Nacht, bei der er den Kometen noch beobachten könnte. In diesem Fall wird der Auswertung eine linke eckige Klammer ([) vorangestellt.

In der Literatur gibt es mehrere Methoden zur Schätzung der Größe eines Kometen. Aber die Methode von Bobrovnikov, Morris und Sidgwick bleibt die am besten anwendbare.

Bobrovnikovs Methode.
Diese Methode ist nur auf Kometen anwendbar, deren Kondensationsgrad im Bereich von 7-9 liegt! Sein Prinzip besteht darin, das Okular des Teleskops unscharf zu bringen, bis die unscharfen Bilder des Kometen und der Vergleichssterne ungefähr den gleichen Durchmesser haben. Es ist unmöglich, eine vollständige Gleichheit zu erreichen, da der Durchmesser des Bildes eines Kometen immer größer ist als der Durchmesser des Bildes eines Sterns. Es sollte berücksichtigt werden, dass die Helligkeit des unscharfen Sternbildes ungefähr gleich ist und der Komet wie ein Fleck ungleichmäßiger Helligkeit aussieht. Der Beobachter muss lernen, die Helligkeit des Kometen über sein gesamtes unscharfes Bild zu mitteln und diese mittlere Helligkeit mit Vergleichssternen zu vergleichen. Ein Vergleich der Helligkeit von unscharfen Bildern eines Kometen und Vergleichssternen kann mit der Neyland-Blazhko-Methode durchgeführt werden.

Sidgwick-Methode.
Diese Methode ist nur auf Kometen anwendbar, deren Kondensationsgrad zwischen 0-3 liegt! Sein Prinzip besteht darin, das Fokusbild eines Kometen mit unscharfen Bildern von Vergleichssternen zu vergleichen, die, wenn sie defokussiert sind, denselben Durchmesser wie der Fokuskometen haben. Der Beobachter untersucht zunächst sorgfältig das Bild des Kometen und "speichert" seine Helligkeit in seinem Gedächtnis. Dann defokussiert er die Vergleichssterne und wertet die im Gedächtnis festgehaltene Helligkeit des Kometen aus. Hier ist eine gewisse Geschicklichkeit gefragt, um zu lernen, wie man die im Gedächtnis gespeicherte Helligkeit eines Kometen auswertet.

Morris-Methode.
Das Verfahren kombiniert die Merkmale der Methoden von Bobrovnikov und Sidgwick. es kann für Kometen mit beliebigem Kondensationsgrad verwendet werden! Das Prinzip wird auf die folgende Abfolge von Techniken reduziert: Man erhält ein unscharfes Bild eines Kometen, das eine ungefähr gleichmäßige Oberflächenhelligkeit hat; Denken Sie an die Größe und Oberflächenhelligkeit des unscharfen Bildes des Kometen. Defokussieren von Bildern von Vergleichssternen, so dass ihre Größe gleich der Größe des erinnerten Bildes des Kometen ist; Schätzen Sie die Helligkeit eines Kometen ab, indem Sie die Oberflächenhelligkeiten von unscharfen Bildern des Kometen und Vergleichssterne vergleichen.

Bei der Bewertung der Helligkeit von Kometen muss für den Fall, dass sich Komet und Vergleichssterne in unterschiedlicher Höhe über dem Horizont befinden, eine Korrektur für die atmosphärische Absorption eingeführt werden! Dies ist besonders wichtig, wenn sich der Komet unter 45 Grad über dem Horizont befindet. Korrekturen sind aus der Tabelle zu entnehmen und es ist obligatorisch, in den Ergebnissen anzugeben, ob die Änderung eingeführt wurde oder nicht. Bei der Anwendung der Korrektur muss darauf geachtet werden, keinen Fehler zu machen, ob sie addiert oder subtrahiert werden soll. Angenommen, der Komet befindet sich unterhalb der Vergleichssterne, in diesem Fall wird die Korrektur von der Helligkeit des Kometen abgezogen; Befindet sich der Komet über den Vergleichssternen, wird die Korrektur hinzugefügt.

Zur Abschätzung der Helligkeit von Kometen werden spezielle Sternstandards verwendet. Nicht alle Atlanten und Kataloge können für diesen Zweck verwendet werden. Unter den derzeit zugänglichsten und am weitesten verbreiteten Katalogen sollten die Tycho2- und Dreper-Kataloge herausgegriffen werden. Nicht empfehlenswert sind beispielsweise Verzeichnisse wie AAVSO oder SAO. Sie können mehr darüber sehen.

Wenn Sie die empfohlenen Verzeichnisse nicht haben, können Sie sie aus dem Internet herunterladen. Ein hervorragendes Instrument dafür ist das Cartes du Ciel-Programm.

Komet Koma Durchmesser

Der Durchmesser der Koma eines Kometen sollte mit möglichst kleinen Vergrößerungen abgeschätzt werden! Es wurde beobachtet, dass je geringer die angewandte Vergrößerung ist, desto größer der Durchmesser der Koma ist, da der Kontrast der Kometenatmosphäre gegenüber dem Himmelshintergrund zunimmt. Die schlechte Transparenz der Atmosphäre und der helle Hintergrund des Himmels (insbesondere bei Mond- und Stadtbeleuchtung) wirken sich stark auf die Schätzung des Kometendurchmessers aus, sodass unter solchen Bedingungen bei der Messung sehr vorsichtig vorgegangen werden muss.

Es gibt mehrere Methoden, um den Durchmesser der Koma eines Kometen zu bestimmen:

• Mit einem Mikrometer, was einfach selbst zu tun ist. Ziehen Sie unter einem Mikroskop in bestimmten Abständen dünne Fäden in die Öffnung des Okulars, aber es ist besser, ein industrielles zu verwenden. Dies ist die genaueste Methode.
• Drift-Methode. Es basiert auf der Tatsache, dass der Komet bei einem stationären Teleskop aufgrund der täglichen Drehung der Himmelskugel langsam das Sichtfeld des Okulars durchquert und in 1 Sekunde 15-Zoll-Bögen in der Nähe des Äquators passiert. Verwendung Wenn Sie das Okular mit einem darin gespannten Fadenkreuz drehen, sollten Sie es so drehen, dass sich der Komet entlang eines Fadens bewegt und daher senkrecht zum anderen Faden des Kreuzes. Nachdem Sie das Zeitintervall in Sekunden bestimmt haben, für das die Koma des Kometen die kreuzt senkrechten Faden mit einer Stoppuhr, ist es einfach, den Durchmesser der Koma in Bogenminuten mit der Formel zu finden

  d=0,25 * t * cos(b)

  wo (b) - Deklination des Kometen, t - Zeitintervall. Für Kometen im polnahen Bereich bei (b) > +70° ist diese Methode nicht anwendbar!

• Vergleichsmethode. Sein Prinzip basiert auf der Messung der Koma eines Kometen aus dem bekannten Winkelabstand zwischen den Sternen, die sich in der Nähe des Kometen befinden. Das Verfahren ist in Gegenwart eines groß angelegten Atlasses, beispielsweise Cartes du Ciel, anwendbar.

Seine Werte reichen von 0 bis 9.
0 - vollständig diffuses Objekt, gleichmäßige Helligkeit; 9 ist ein fast stellares Objekt. Dies ist am deutlichsten aus Abb.

Bei der Bestimmung der Schweiflänge wird die Genauigkeit der Schätzung sehr stark von denselben Faktoren beeinflusst wie bei der Schätzung der Kometenkoma. Die Stadtbeleuchtung ist besonders stark und senkt den Wert mehrmals, so dass das genaue Ergebnis in der Stadt sicherlich nicht erzielt wird.

Um die Länge eines Kometenschweifs abzuschätzen, verwendet man am besten die Vergleichsmethode auf Basis bekannter Winkelabstände zwischen Sternen, da bei einer Schweiflänge von mehreren Grad auch kleinmaßstäbliche, für jedermann zugängliche Atlanten verwendet werden können. Bei kleinen Schweifen wird ein grossmassstäblicher Atlas oder Mikrometer benötigt, da die „Drift“-Methode nur geeignet ist, wenn die Schweifachse mit der Deklinationslinie zusammenfällt, ansonsten müssen zusätzliche Berechnungen durchgeführt werden. Bei einer Schwanzlänge von mehr als 10 Grad muss die Bewertung gemäß der Formel erfolgen, da aufgrund kartografischer Verzerrungen der Fehler 1-2 Grad erreichen kann.

D = arccos * ,

wobei (a) und (b) die Rektaszension und Deklination des Kometen sind; (a") und (b") - Rektaszension und Deklination des Endes des Kometenschweifs (a - ausgedrückt in Grad).

Kometen haben mehrere Arten von Schweifen. Es gibt 4 Haupttypen:

Typ I - ein gerader Gasschweif, der fast mit dem Radiusvektor des Kometen zusammenfällt;

Typ II - ein Gas-Staub-Schweif, der leicht vom Radiusvektor des Kometen abweicht;

Typ III - Staubschweif, der entlang der Umlaufbahn des Kometen kriecht;

Typ IV - anomaler Schweif, der zur Sonne gerichtet ist. Besteht aus großen Staubpartikeln, die der Sonnenwind nicht aus der Koma des Kometen treiben kann. Ein sehr seltenes Phänomen, ich habe es zufällig nur bei einem Kometen C / 1999H1 (Lee) im August 1999 beobachtet.

Es sollte beachtet werden, dass ein Komet entweder einen Schweif (meistens Typ I) oder mehrere haben kann.

Für Schweife mit einer Länge von mehr als 10 Grad sollte der Positionswinkel jedoch aufgrund kartografischer Verzerrungen mit der folgenden Formel berechnet werden:

Wobei (a) und (b) die Koordinaten des Kometenkerns sind; (a") und (b") sind die Koordinaten des Endes des Kometenschweifs. Ergibt sich ein positiver Wert, entspricht dieser dem gewünschten, ist er negativ, müssen 360 dazu addiert werden, um den gewünschten Wert zu erhalten.

Abgesehen davon, dass Sie die photometrischen Parameter des Kometen schließlich erhalten haben, um sie veröffentlichen zu können, müssen Sie Datum und Uhrzeit der Beobachtung in Weltzeit angeben; Instrumenteneigenschaften und ihre Vergrößerung; eine Schätzmethode und Quelle für Vergleichssterne, die zur Bestimmung der Helligkeit eines Kometen verwendet wurde. Dann können Sie mich kontaktieren, um diese Daten zu senden.

Schlüsselfragen: 1. Das Konzept der Konstellation. 2. Der Unterschied zwischen Sternen in Helligkeit (Leuchtkraft), Farbe. 3. Größe. 4. Scheinbare Tagesbewegung der Sterne. 5. Himmelskugel, ihre Hauptpunkte, Linien, Ebenen. 6. Sternenkarte. 7. Äquatorialer SC.

Demonstrationen und Gesamtbetriebskosten: 1. Demonstration der sich bewegenden Himmelskarte. 2. Modell der Himmelskugel. 3. Sternenatlas. 4. Folien, Fotografien von Konstellationen. 5. Modell der Himmelskugel, geografischer und stellarer Globus.

Erstmals wurden die Sterne mit den Buchstaben des griechischen Alphabets bezeichnet. In der Konstellation des Bayger-Atlas verschwanden Zeichnungen der Konstellationen im 18. Jahrhundert. Die Magnituden sind auf der Karte dargestellt.

Ursa Major - (Dubhe), (Merak), (Fekda), (Megrets), (Aliot), (Mizar), (Benetash).

Lyra – Vega, Lebedeva – Deneb, Bootes – Arcturus, Wagenlenker – Kapelle, B. Hund – Sirius.

Sonne, Mond und Planeten sind auf den Karten nicht dargestellt. Der Lauf der Sonne wird auf der Ekliptik in römischen Ziffern dargestellt. Die Sternkarten haben ein Gitter aus Himmelskoordinaten. Die beobachtete Tagesrotation ist ein scheinbares Phänomen – verursacht durch die tatsächliche Rotation der Erde von West nach Ost.

Beweis der Erdrotation:

1) 1851 Physiker Foucault - Foucault-Pendel - Länge 67 m.

2) Weltraumsatelliten, Fotografien.

Himmelskugel- eine imaginäre Kugel mit beliebigem Radius, die in der Astronomie verwendet wird, um die relative Position der Sterne am Himmel zu beschreiben. Der Radius wird als 1 PC angenommen.

88 Konstellationen, 12 Tierkreiszeichen. Bedingt kann unterteilt werden in:

1) Sommer - Leier, Schwan, Adler 2) Herbst - Pegasus mit Andromeda, Cassiopeia 3) Winter - Orion, B. Pes, M. Pes 4) Frühling - Jungfrau, Stiefel, Löwe.

Senklot kreuzt die Oberfläche der Himmelskugel an zwei Punkten: oben Z - Zenit- und ganz unten Z" - Nadir.

mathematischer Horizont- ein großer Kreis auf der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Lotlinie steht.

Punkt n mathematischer Horizont heißt Nordpunkt, Punkt S - Südspitze. Linie NS- namens Mittagslinie.

Himmelsäquator genannt Großkreis senkrecht zur Achse der Welt. Der Himmelsäquator schneidet den mathematischen Horizont bei Punkte des Ostens E Und Westen W.

paradiesisch Meridian Großkreis der Himmelskugel genannt, der durch den Zenit geht Z, Pol der Welt R, Südpol der Welt R“, Tiefpunkt Z".

Hausaufgaben: § 2.

Konstellationen. Sternkarten. Himmelskoordinaten.

1. Beschreiben Sie, welche täglichen Kreise die Sterne beschreiben würden, wenn astronomische Beobachtungen durchgeführt würden: am Nordpol; am Äquator.

Die scheinbare Bewegung aller Sterne erfolgt in einem Kreis parallel zum Horizont. Der Nordpol der Welt, vom Nordpol der Erde aus gesehen, befindet sich auf seinem Zenit.

Alle Sterne gehen am östlichen Himmel im rechten Winkel zum Horizont auf und gehen auch am westlichen Himmel unterhalb des Horizonts unter. Die Himmelskugel dreht sich um eine Achse, die durch die Pole der Welt verläuft, am Äquator, der sich genau auf der Horizontlinie befindet.

2. Drücken Sie 10 Stunden 25 Minuten 16 Sekunden in Grad aus.

Die Erde macht eine Umdrehung in 24 Stunden - 360 o. Daher entsprechen 360 o 24 Stunden, dann 15 o - 1 Stunde, 1 o - 4 Minuten, 15 / - 1 Minute, 15 // - 1 s. Auf diese Weise,

1015 o + 2515 / + 1615 // \u003d 150 o + 375 / +240 / \u003d 150 o + 6 o +15 / +4 / \u003d 156 o 19 /.

3. Bestimmen Sie die äquatorialen Koordinaten von Wega auf der Sternenkarte.

Lassen Sie uns den Namen des Sterns durch die Buchstabenbezeichnung (Lyra) ersetzen und seine Position auf der Sternenkarte finden. Durch einen imaginären Punkt zeichnen wir einen Deklinationskreis zum Schnittpunkt mit dem Himmelsäquator. Der Bogen des Himmelsäquators, der zwischen dem Frühlingsäquinoktium und dem Schnittpunkt des Deklinationskreises eines Sterns mit dem Himmelsäquator liegt, ist die Rektaszension dieses Sterns, gezählt entlang des Himmelsäquators zum scheinbaren Tagesumlauf von die Himmelskugel. Der Winkelabstand, gezählt vom Deklinationskreis vom Himmelsäquator zum Stern, entspricht der Deklination. Also \u003d 18 h 35 m, \u003d 38 o.

Wir drehen den Overlay-Kreis der Sternenkarte so, dass die Sterne den östlichen Teil des Horizonts überqueren. Auf dem Ast, gegenüber der Markierung des 22. Dezember, finden wir die Ortszeit seines Sonnenaufgangs. Indem wir den Stern im westlichen Teil des Horizonts platzieren, bestimmen wir die Ortszeit des Sternuntergangs. Wir bekommen

5. Bestimmen Sie das Datum der oberen Kulmination des Sterns Regulus um 21:00 Uhr Ortszeit.

Wir stellen den Überlagerungskreis so ein, dass der Stern Regulus (Löwe) auf der Linie des Himmelsmeridians (0 h - 12 h Kreisschuppen überlagern) südlich des Nordpols. Am Rand des Überlagerungskreises finden wir die Markierung 21 und gegenüber, am Rand des Überlagerungskreises, bestimmen wir das Datum - den 10. April.

6. Berechnen Sie, wie oft Sirius heller ist als der Nordstern.

Es ist allgemein anerkannt, dass sich die scheinbare Helligkeit der Sterne bei einem Unterschied von einer Größenordnung um etwa das 2,512-fache unterscheidet. Dann macht ein Unterschied von 5 Magnituden einen genau 100-fachen Helligkeitsunterschied. Die Sterne der 1. Größenordnung sind also 100-mal heller als die Sterne der 6. Größenordnung. Daher ist der Unterschied in der scheinbaren Sternhelligkeit zweier Quellen gleich eins, wenn eine von ihnen heller ist als die andere (dieser Wert entspricht ungefähr 2,512). Im Allgemeinen hängt das Verhältnis der scheinbaren Helligkeit zweier Sterne mit der Differenz ihrer scheinbaren Helligkeit durch eine einfache Beziehung zusammen:

Leuchten, deren Helligkeit die Helligkeit von Sternen übersteigt 1 m, haben null und negative Magnituden.

Magnituden von Sirius m 1 = -1,6 und Polaris m 2 = 2,1 finden wir in der Tabelle.

Wir logarithmieren beide Teile der obigen Beziehung:

Auf diese Weise, . Von hier. Das heißt, Sirius ist 30 Mal heller als der Polarstern.

Notiz: Mit der Potenzfunktion erhalten wir auch die Antwort auf die Frage des Problems.

7. Glauben Sie, dass es möglich ist, mit einer Rakete in jede Konstellation zu fliegen?

Eine Konstellation ist ein bedingt definierter Ausschnitt des Himmels, in dem sich Leuchten befinden, die sich in unterschiedlichen Entfernungen von uns befinden. Daher ist der Ausdruck "zum Sternbild fliegen" bedeutungslos.

Thema: Astronomie.
Note: 10 11
Lehrerin: Elakova Galina Vladimirovna.
Dienstort: ​​Städtische Haushaltsbildungseinrichtung
"Sekundarschule Nr. 7" Kanash, Republik Tschuwaschien
Probearbeit zum Thema „Kometen, Meteore und Meteoriten“.
Das Überprüfen und Bewerten von Wissen ist eine Voraussetzung für die Wirksamkeit des Bildungsprozesses.
Testthematische Kontrolle kann schriftlich oder in Gruppen mit unterschiedlichen durchgeführt werden
Niveau der Vorbereitung. Eine solche Überprüfung ist recht objektiv, zeitsparend,
bietet einen individuellen Ansatz. Darüber hinaus können die Schüler Tests verwenden
zur Vorbereitung auf Prüfungen und VPR. Die Verwendung der vorgeschlagenen Arbeit schließt nicht aus
Anwendung und andere Formen und Methoden zur Prüfung der Kenntnisse und Fähigkeiten der Studierenden, wie z
mündliche Befragung, Erstellung von Entwurfsarbeiten, Abstracts, Reports, Essays etc.
Variante I:
1. Wie war die allgemeine historische Sicht auf Kometen?



2. Warum entfernt sich ein Komet mit seinem Schweif von der Sonne?
A. Kometenschweife entstehen durch den Druck der Sonnenstrahlung, die
zeigt immer von der Sonne weg, also zeigt der Schweif eines Kometen immer von der Sonne weg.
B. Kometenschweife, entstehen durch den Druck der Sonneneinstrahlung und der Sonne
Winde, die immer von der Sonne weg gerichtet sind, also ist auch der Schweif des Kometen immer gerichtet
von der Sonne.
C. Kometenschweife entstehen durch den immer gerichteten Sonnenwind
von der Sonne, also zeigt der Schweif des Kometen immer von der Sonne weg.
3. Was ist eine „Sternschnuppe“?
A. Sehr kleine feste Teilchen, die die Sonne umkreisen.
B. Dies ist ein Lichtstreifen, der im Moment der vollständigen Verbrennung des Meteors sichtbar wird
Karosserie.
F: Dies ist ein Stück Stein oder Metall, das aus den Tiefen des Weltraums stammt.
4. Wie kann man am Sternenhimmel einen Asteroiden von einem Stern unterscheiden?
A. Indem man sich relativ zu den Sternen bewegt.
B. Entlang langgestreckter (mit großer Exzentrizität) elliptischer Bahnen.
B. Asteroiden verändern ihre Position am Sternenhimmel nicht.
5. Kann man Meteore auf dem Mond beobachten?
A. Ja, Meteore können überall beobachtet werden.
B. Nein, wegen fehlender Atmosphäre.
F. Ja, Meteore können auf dem Mond beobachtet werden, da das Fehlen einer Atmosphäre keine Rolle spielt.
6. Wo im Sonnensystem befinden sich die Umlaufbahnen der meisten Asteroiden? Wie
Die Umlaufbahnen einiger Asteroiden unterscheiden sich von den Umlaufbahnen der großen Planeten?
A. Zwischen den Umlaufbahnen von Uranus und Jupiter. Die Bahnen sind durch eine kleine Exzentrizität gekennzeichnet.
B. zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Die Bahnen sind durch eine kleine Exzentrizität gekennzeichnet.
B. zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Die Umlaufbahnen sind durch eine große Exzentrizität gekennzeichnet.
7. Wie haben Sie festgestellt, dass einige Asteroiden eine unregelmäßige Form haben?
A. Durch Veränderung ihrer scheinbaren Helligkeit.
B. durch Bewegung relativ zu den Sternen.
B. Entlang langgestreckter (mit großer Exzentrizität) elliptischer Bahnen.

8. Was ist die Besonderheit der Asteroiden, die die Gruppe der "Trojaner" bilden? Antworten
rechtfertigen.
A. Asteroiden bilden zusammen mit Jupiter und der Sonne ein gleichseitiges Dreieck und
bewegen sich wie Jupiter um die Sonne, aber nur vor ihr.
B. Asteroiden bilden zusammen mit Jupiter und der Sonne ein gleichseitiges Dreieck und
bewegen sich wie Jupiter um die Sonne, aber entweder davor oder dahinter.
B. Asteroiden bilden zusammen mit Jupiter und der Sonne ein gleichseitiges Dreieck und
bewegen sich wie Jupiter um die Sonne, aber nur dahinter.
9. Manchmal hat ein Komet zwei Schweife, von denen einer auf ihn gerichtet ist
die Sonne und der andere von der Sonne. Wie lässt sich das erklären?
A. Der zur Sonne gerichtete Schwanz besteht aus größeren Teilchen, für die die Kraft
Die Anziehungskraft der Sonne ist größer als die abstoßende Kraft ihrer Strahlen.
10. Im Abstand von 1 AE an der Erde vorbeifliegen. Komet hat einen Schweif
Ecke
0°.5. Schätzen Sie die Länge des Kometenschweifs in Kilometern.
≈
1,3 ∙ 106 km.
ABER.
≈
B.
13 ∙ 106 km.
≈
IN.
0,13 ∙ 106 km.
Möglichkeit II:
1. Was sind die modernen astronomischen Vorstellungen über Kometen?
A. Kometen galten als übernatürliche Phänomene, die den Menschen Unglück bringen.
B. Kometen sind Mitglieder des Sonnensystems, die in ihrer Bewegung gehorchen
Gesetze der Physik und haben keine mystische Bedeutung.
2. Geben Sie die richtigen Antworten auf die Veränderungen im Aussehen des Kometen an
Umlaufbahn um die Sonne.
A. Ein Komet ist weit von der Sonne entfernt, er besteht aus einem Kern (gefrorene Gase und Staub).
B. Wenn Sie sich der Sonne nähern, bildet sich ein Koma.
B. In unmittelbarer Nähe der Sonne bildet sich ein Schweif.
D. Wenn es sich von der Sonne entfernt, gefriert die Kometensubstanz.
E. In großer Entfernung von der Sonne verschwinden Koma und Schweif.
E. Alle Antworten sind richtig.
3. Ordnen Sie jeder Beschreibung den richtigen Titel zu: (a) Sternschnuppe. ein.
Meteor; (b) Ein kleines Teilchen, das die Sonne umkreist. 2. Meteorit; (in)
Ein fester Körper, der die Erdoberfläche erreicht. 3. Meteorkörper.
A. (a) 1; (b) 3; (in 2.
B. (a) 3; (b) 1; (in 2.
B. (a) 2; (b) 1; (im 3.
4. Achilles, Quaoar, Proserpina, Themis, Juno. Sehen Sie sich diese Liste an
und begründen Sie Ihre Wahl.
A. Achilles ist ein Name aus der antiken Mythologie, ein Hauptgürtel-Asteroid.
B. Kvaoar - es gehört zum Kuiper-Gürtel, benannt nach der Gottheit des Schöpfers
Tongwa-Indianer.
V. Proserpina ist ein Name aus der antiken Mythologie, ein Hauptgürtel-Asteroid.
G. Themis ist ein Name aus der antiken Mythologie, ein Asteroid des Hauptgürtels.
D. Juno ist ein Name aus der antiken Mythologie, ein Hauptgürtel-Asteroid.
5. Welche Veränderungen in der Bewegung von Kometen verursachen Störungen?
Jupiter?
A. Die Form der Umlaufbahn des Kometen ändert sich.
B. Die Umlaufzeit des Kometen ändert sich.

B. Die Form der Umlaufbahn und die Umlaufzeit des Kometen ändern.
6. In welchem ​​Zustand befindet sich die Substanz, aus der der Kern eines Kometen und seiner
Schwanz?
A. Der Kern eines Kometen ist ein fester Körper, der aus einer Mischung aus gefrorenen Gasen und festen Teilchen besteht.
feuerfeste Substanzen, der Schwanz ist verdünntes Gas und Staub.
B. Der Schweif eines Kometen ist ein fester Körper, der aus einer Mischung aus gefrorenen Gasen und festen Teilchen besteht.
feuerfeste Substanzen, der Kern ist verdünntes Gas und Staub.
C. Der Kern und der Schweif eines Kometen sind ein fester Körper, der aus einer Mischung aus gefrorenen Gasen und Feststoff besteht
feuerfeste Teilchen.
7. Welche der folgenden Phänomene können auf dem Mond beobachtet werden: Meteore, Kometen,
Finsternisse, Polarlichter.
A. Aufgrund des Fehlens einer Atmosphäre auf dem Mond, Meteoren und Polar
Glanz. Kometen und Sonnenfinsternisse sind zu sehen.
B. Auf dem Mond können dort Meteore und Polarlichter beobachtet werden. Kometen und Sonne
es gibt keine Sonnenfinsternis.
B. Alle oben genannten Phänomene können beobachtet werden.
8. Wie kann man die linearen Abmessungen eines Asteroiden schätzen, wenn man seine Winkelabmessungen berücksichtigt?
kann nicht einmal mit einem Teleskop gemessen werden?
A. Die Entfernung von der Erde und der Sonne kennen und einen Durchschnittswert nehmen
Reflektivität der Asteroidenoberfläche, kann man ihre linearen Abmessungen abschätzen.
B. Wenn man die Entfernung von der Erde und von der Sonne kennt, kann man ihre linearen Abmessungen abschätzen.
C. Kenntnis einiger Durchschnittswerte des Reflexionsvermögens der Oberfläche des Asteroiden
seine linearen Abmessungen können geschätzt werden.
9. „Wenn Sie einen Kometen sehen wollen, der Aufmerksamkeit verdient, müssen Sie darüber hinausgehen
unser Sonnensystem, wo sie sich umdrehen können, weißt du? Ich bin ein Freund
meins, ich habe dort solche Exemplare gesehen, die nicht einmal in Umlaufbahnen passen konnten
unserer berühmtesten Kometen - ihre Schweife würden definitiv nach außen hängen.
Ist die Aussage richtig?
A. Ja, weil außerhalb des Sonnensystems und weit entfernt von anderen ähnlichen Systemen
Kometen haben solche Schweife.
B. Nein, weil außerhalb des Sonnensystems und weit entfernt von anderen ähnlichen Systemen
Kometen haben keine Schweife und sind winzig.
10. Vergleichen Sie die Gründe für das Leuchten eines Kometen und eines Planeten. Ist es möglich zu bemerken
Unterschiede in den Spektren dieser Körper? Geben Sie eine ausführliche Antwort.
Antworten:
Möglichkeit I: 1 - A; 2 - B; 3 - B; 4 - A; 5B; 6 - B; 7 - A; 8 - B; 9 - EIN; 10 A.
Möglichkeit II: 1 - B; 2 - E; 3-A; 4B; 5 - B; 6 - A; 7 - A; 8A; 9 - B;
.α
Variante I:
Problemlösung Nr. 10: Nehmen Sie an, dass der Schweif des Kometen senkrecht zum Strahl steht
Vision. Dann kann seine Länge wie folgt geschätzt werden. Bezeichnen Sie die Winkelgröße des Schwanzes
/2α kann aus einem rechtwinkligen Dreieck, einem der Schenkel, gefunden werden
Die Hälfte dieser Ecke
das ist die halbe Länge des Kometenschweifs p/2, und das andere ist die Entfernung von der Erde zu
° .5 ist klein, also können wir davon ungefähr ausgehen
Komet L. Dann tg
sein Tangens ist gleich dem Winkel selbst (ausgedrückt in Bogenmaß). Dann können wir das α schreiben
≈
150 ∙ 106 km erhalten wir p
Denken Sie daher daran, dass die astronomische Einheit ist
1,3 ∙ 106 km.
α
/2 = p/2 L . Winkel 0
150 ∙ 106 ∙ (0.5/57)
p/l.
≈ α ≈
L∙

Es gibt noch eine weitere Bewertungsmöglichkeit. Es ist zu sehen, dass der Komet von der Erde zu fliegt
eine Entfernung, die der Entfernung von der Erde zur Sonne entspricht, und sein Schwanz hat eine Winkelgröße,
gleich dem scheinbaren Winkeldurchmesser der Sonne am Erdhimmel. Also linear
Die Größe des Schwanzes entspricht dem Durchmesser der Sonne, deren Wert dem oben erhaltenen nahe kommt
Ergebnis. Wir haben jedoch keine Informationen darüber, wie der Schweif des Kometen ausgerichtet ist
Platz. Daher sollte geschlussfolgert werden, dass die oben erhaltene Abschätzung der Schwanzlänge ist
dies ist der minimal mögliche Wert. Die endgültige Antwort sieht also so aus: Länge
Kometenschweif ist mindestens 1,3 Millionen Kilometer lang.
Möglichkeit II:
Lösung von Problem 4: Extra Quaoar, weil es gehört zum Kuipergürtel. Alles
Die restlichen Objekte sind Asteroiden des Hauptgürtels. Alle aufgeführten Asteroiden der wichtigsten
Gürtel haben Namen aus der antiken Mythologie, und der Name "Kvaoar" hat es eindeutig
andere semantische Wurzeln. Quaoar wurde nach der Schöpfergottheit der Indianer benannt.
der Tongwa-Stamm.
Lösung für Problem Nr. 10: Der Kern des Kometen und der Staub in Kopf und Schweif des Kometen,
Sonnenlicht reflektieren. Die Gase, aus denen sich Kopf und Schwanz zusammensetzen, leuchten aufgrund von
Energie von der Sonne erhalten. Die Planeten reflektieren das Sonnenlicht. Also bei beiden
Spektren werden die für das Sonnenspektrum charakteristischen Absorptionslinien beobachtet. ZU
Zu diesen Linien im Spektrum des Planeten wird die Absorptionslinie der Gase hinzugefügt, die sie bilden
Atmosphäre des Planeten und im Spektrum des Kometen - Emissionslinien von Gasen, die sich bilden
Kometen.
Literatur:
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Lehrer. M.: Bildung, 1989.
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Moskau, Föderale Agentur für Bildung, APK und PPRO, 2005.
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Vorbereitung der Wettkämpfer. Auto-Zustand O. S. Ugolnikov - Moskau, Bundesbehörde
in Education, APK und PPRO, 2006 (im Druck).
Internetquellen:
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Ministerium für Bildung und Wissenschaft der Russischen Föderation und der Bundesagentur für
Bildung http://www.rusolymp.ru
2. Offizielle Seite der Allrussischen Astronomie-Olympiade
http://lnfm1.sai.msu.ru/~Olympiade
3. Website der Astronomischen Olympiade von St. Petersburg und der Region Leningrad -
Aufgaben und Lösungen http://school.astro.spbu.ru

„Es gibt nur einen eindeutigen Weg, Ort und Richtung des Schiffsweges auf See zu bestimmen – astronomisch, und glücklich ist, wer sich damit auskennt!“, – mit diesen Worten von Christoph Kolumbus eröffnen wir einen Essay-Zyklus – Astronavigation Unterricht.

Die maritime Astronavigation entstand in der Ära großer geografischer Entdeckungen, als „Eisenmenschen auf Holzschiffen segelten“, und nahm im Laufe der Jahrhunderte die Erfahrung vieler Generationen von Seeleuten auf. In den letzten Jahrzehnten wurde es mit neuen Mess- und Rechenwerkzeugen, neuen Methoden zur Lösung von Navigationsproblemen bereichert; Kürzlich erschienene Satellitennavigationssysteme werden in ihrer Weiterentwicklung alle Schwierigkeiten der Navigation zu einem Teil der Geschichte machen. Die Rolle der maritimen Astronavigation (vom griechischen aster - Stern) bleibt auch heute noch äußerst wichtig. Der Zweck unserer Reihe von Aufsätzen ist es, Amateurnavigatoren mit modernen Methoden der astronomischen Orientierung vertraut zu machen, die unter Segelbedingungen verfügbar sind, die am häufigsten auf hoher See verwendet werden, aber auch in Fällen der Küstennavigation verwendet werden können, wenn Küstenmarkierungen nicht sichtbar sind oder kann nicht identifiziert werden.

Beobachtungen von Himmelsmerkmalen (Sterne, Sonne, Mond und Planeten) ermöglichen es Navigatoren, drei Hauptaufgaben zu lösen (Abb. 1):

• 1) Zeit mit ausreichender Genauigkeit zur ungefähren Orientierung messen;
• 2) die Richtung der Schiffsbewegung auch ohne Kompass und die Kompasskorrektur, falls vorhanden, zu bestimmen;
• 3) den genauen geografischen Standort des Schiffes bestimmen und die Richtigkeit seiner Route kontrollieren.

Abhängig von den verwendeten nautischen Instrumenten, Handbüchern und Computerwerkzeugen ist die Genauigkeit bei der Lösung astronavigationaler Probleme unterschiedlich. Um sie vollständig und mit ausreichender Genauigkeit für die Navigation auf hoher See lösen zu können (der Fehler des Ortes beträgt nicht mehr als 2-3 Meilen, in der Kompasskorrektur - nicht mehr als 1 °), müssen Sie verfügen über:

• Navigationssextant und eine gute wasserdichte Uhr (vorzugsweise elektronisch oder Quarz);
• ein Transistor-Funkempfänger zum Empfangen von Zeitsignalen und ein Mikrorechner vom Typ "Elektronik" (dieser Mikrorechner muss die Eingabe von Winkeln in Grad haben, die Berechnung direkter und inverser trigonometrischer Funktionen ermöglichen, alle arithmetischen Operationen ausführen; am bequemsten ist "Elektronik". "BZ-34); in Ermangelung eines Mikrorechners können Sie mathematische Tabellen oder spezielle Tabellen "Höhen und Azimute der Sterne" ("VAS-58") verwenden, die von der Generaldirektion für Navigation und Ozeanographie veröffentlicht wurden.
• Marine Astronomical Yearbook (MAE) oder ein anderes Handbuch zur Berechnung der Koordinaten der Sterne.

In Abwesenheit eines der oben erwähnten Mittel zur Astronavigation an Bord bleibt die Möglichkeit der Himmelsnavigation erhalten, aber ihre Genauigkeit nimmt ab (bleibt jedoch für viele Fälle des Segelns auf einer Yacht ziemlich zufriedenstellend). Übrigens sind einige Werkzeuge und Recheneinrichtungen so einfach, dass sie unabhängig hergestellt werden können.

Die Himmelsnavigation ist nicht nur eine Wissenschaft, sondern auch eine Kunst – die Kunst, die Sterne unter Meeresbedingungen zu beobachten und genaue Berechnungen durchzuführen. Lassen Sie sich von den anfänglichen Rückschlägen nicht entmutigen: Mit etwas Geduld stellen sich die nötigen Fähigkeiten ein und damit die große Freude an der Kunst des Segelns außer Sichtweite der Küste.

Alle Methoden der Himmelsnavigation, die Sie beherrschen werden, wurden wiederholt in der Praxis getestet und haben den Seeleuten in den kritischsten Situationen mehr als einmal gedient. Verschieben Sie ihre Entwicklung nicht "für später", beherrschen Sie sie in Vorbereitung auf das Schwimmen; Der Erfolg der Aktion entscheidet sich am Ufer!

Die Astronavigation ist wie die gesamte Astronomie eine beobachtende Wissenschaft. Seine Gesetze und Methoden leiten sich aus Beobachtungen der sichtbaren Bewegung der Gestirne ab, aus der Beziehung zwischen dem geographischen Standort des Beobachters und den scheinbaren Richtungen zu den Gestirnen. Deshalb werden wir das Studium der Astronavigation mit Beobachtungen der Gestirne beginnen – wir werden lernen, sie zu identifizieren; Dabei lernen wir die Prinzipien der sphärischen Astronomie kennen, die wir in Zukunft brauchen werden.

himmlische Wahrzeichen

Zur Orientierung auf See werden nur die hellsten Sterne verwendet, sie werden als Navigation bezeichnet. Die am häufigsten beobachteten Navigationssterne sind in der Tabelle aufgeführt. ein; Der vollständige Katalog der Navigationssterne ist in MAE verfügbar.

Das Bild des Sternenhimmels ist in verschiedenen geografischen Gebieten, in verschiedenen Jahreszeiten und zu verschiedenen Tageszeiten nicht gleich.

Starten Sie eine unabhängige Suche nach Navigationssternen auf der Nordhalbkugel der Erde und bestimmen Sie mit einem Kompass die Richtung zum Nordpunkt am Horizont (in Abb. 2 mit dem Buchstaben N gekennzeichnet). Oberhalb dieses Punktes, in einem Winkelabstand, der der geografischen Breite Ihres Ortes φ entspricht, befindet sich der Polarstern - der hellste unter den Sternen des Sternbildes Kleiner Bär, der die Figur eines Eimers mit gebogenem Griff (Kleiner Wagen) bildet. Der polare wird mit dem griechischen Buchstaben „alpha“ bezeichnet und heißt α Ursa Minor; Es wird seit mehreren Jahrhunderten von Seefahrern als wichtigstes Navigationsmerkmal verwendet. In Ermangelung eines Kompasses kann die Richtung nach Norden leicht als Richtung zum Polar bestimmt werden.

Als Maßstab für eine grobe Messung der Winkelabstände am Himmel können Sie den Winkel zwischen den Richtungen von Ihrem Auge zu den Spitzen von Daumen und Zeigefinger einer ausgestreckten Hand verwenden (Abb. 2); es sind etwa 20°.

Die scheinbare Brillanz eines Sterns wird durch eine bedingte Zahl gekennzeichnet, die als Magnitude bezeichnet und mit dem Buchstaben bezeichnet wird m. Die Größenskala ist:

Die Erdatmosphäre wird von uns in Form eines Firmaments (Abb. 3) betrachtet, das über uns abgeflacht ist. Bei nächtlichen Seegangsverhältnissen scheint der Abstand zum Horizont etwa doppelt so groß zu sein wie der Abstand zum Überkopfpunkt des Zenits Z (von arabisch zamt - Spitze). Tagsüber kann die scheinbare Abflachung des Himmels je nach Bewölkung und Tageszeit um das Eineinhalb- bis Zweifache zunehmen.

Aufgrund der sehr großen Entfernungen zu den Himmelskörpern erscheinen sie uns äquidistant und am Himmel befindlich. Aus dem gleichen Grund ändert sich die relative Position der Sterne am Himmel nur sehr langsam – unser Sternenhimmel unterscheidet sich nicht wesentlich vom Sternenhimmel des antiken Griechenlands. Nur die uns am nächsten stehenden Himmelskörper – Sonne, Planeten, der Mond – bewegen sich merklich auf dem Foyer der Sternbilder – Figuren, die aus Gruppen von aufeinander fixierten Sternen bestehen.

Die Abflachung des Himmels führt zu einer Verzerrung der Augenschätzung der Größe der scheinbaren Höhe der Leuchte - des vertikalen Winkels h zwischen der Richtung zum Horizont und der Richtung zur Leuchte. Diese Verzerrungen sind besonders groß bei niedrigen Höhen. Wir stellen also noch einmal fest: Die beobachtete Höhe der Leuchte ist immer größer als ihre wahre Höhe.

Die Richtung zur beobachteten Leuchte wird durch ihre wahre Peilung IP bestimmt - der Winkel in der Horizontebene zwischen der Richtung nach Norden und der Peillinie der OD-Leuchte, die durch den Schnittpunkt der vertikalen Ebene erhalten wird, die durch die Leuchte verläuft und die Horizontebene. Der IP der Leuchte wird vom nördlichen Punkt entlang des Horizontbogens zum östlichen Punkt innerhalb von 0°-360° gemessen. Die wahre Peilung von Polyarnaya beträgt 0° mit einem Fehler von nicht mehr als 2°.

Nachdem Sie den Polar identifiziert haben, finden Sie das Sternbild Ursa Major am Himmel (siehe Abb. 2), das manchmal als Big Dipper bezeichnet wird: Es befindet sich in einer Entfernung von 30 ° -40 vom Polar und allen Sternen dieses Sternbilds sind navigationsfähig. Wenn Sie gelernt haben, den Großen Wagen sicher zu identifizieren, können Sie den Eisbären ohne die Hilfe eines Kompasses finden - er befindet sich in der Richtung vom Stern Merak (siehe Tabelle 1) bis zum Stern Dubge in gleicher Entfernung bis 5 Entfernungen zwischen diesen Sternen. Symmetrisch zum Großen Wagen (relativ zum Polar) befindet sich das Sternbild Kassiopeia mit den Navigationssternen Kaff (β) und Shedar (α). In den Meeren, die die Küsten der UdSSR umspülen, sind alle erwähnten Sternbilder nachts über dem Horizont sichtbar.

Nachdem Sie Ursa Major und Cassiopeia gefunden haben, ist es nicht schwierig, andere Konstellationen und Navigationssterne in ihrer Nähe zu identifizieren, wenn Sie eine Sternkarte verwenden (siehe Abb. 5). Gleichzeitig ist es nützlich zu wissen, dass der Bogen am Himmel zwischen den Sternen Dubge und Bevetnash ungefähr 25 ° und zwischen den Sternen β und ε Cassiopeia ungefähr 15 ° beträgt; Diese Bögen können auch als Maßstab verwendet werden, um die Winkelabstände am Himmel anzunähern.

Als Folge der Drehung der Erde um ihre Achse beobachten wir die Drehung des Himmels, den wir nach Westen sehen, um die Richtung zum Polar; Jede Stunde dreht sich der Sternenhimmel um 1 Stunde = 15°, jede Minute um 1 m = 15", und an einem Tag um 24 Stunden = 360°.

2. Die jährliche Bewegung der Sonne am Himmel und jahreszeitliche Veränderungen im Erscheinungsbild des Sternenhimmels. Im Laufe des Jahres macht die Erde im Weltraum eine vollständige Umdrehung um die Sonne. Die Richtung von der sich bewegenden Erde zur Sonne ändert sich daher ständig; Die Sonne beschreibt die auf der Sternkarte (siehe Tab) dargestellte gepunktete Kurve, die als Ekliptik bezeichnet wird.

Der scheinbare Ort der Sonne macht seine eigene jährliche Bewegung entlang der Ekliptik in der Richtung, die der scheinbaren täglichen Rotation des Sternenhimmels entgegengesetzt ist. Die Geschwindigkeit dieser jährlichen Bewegung ist klein und gleich I/Tag (oder 4 m/Tag). In verschiedenen Monaten durchläuft die Sonne verschiedene Sternbilder, die am Himmel den Tierkreisgürtel („Kreis der Tiere“) bilden. So wird die Sonne im März im Sternbild Fische und dann nacheinander in den Sternbildern Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze, Steinbock, Wassermann beobachtet.

Sternbilder, die sich auf derselben Hemisphäre wie die Sonne befinden, werden von ihr beleuchtet und sind tagsüber nicht sichtbar. Um Mitternacht sind im Süden Sternbilder sichtbar, die an einem bestimmten Kalendertag 180° = 12 Stunden vom Sonnenort entfernt sind.

Die Kombination aus der schnellen sichtbaren Tagesbewegung der Sterne und der langsamen Jahresbewegung der Sonne führt dazu, dass das heute beobachtete Bild des Sternenhimmels morgen 4 m früher sichtbar sein wird, in 15 Tagen - 4 m früher.

3. Der geografische und sichtbare Ort der Leuchte. Sternenkarte. Sternenkugel. Unsere Erde ist kugelförmig; jetzt wird dies durch seine von Raumstationen aufgenommenen Bilder eindeutig bewiesen.

In der Navigation wird angenommen, dass die Erde die Form einer regelmäßigen Kugel hat, auf deren Oberfläche der Ort der Yacht durch zwei geografische Koordinaten bestimmt wird:

Geografische Breite φ (Abb. 4) - der Winkel zwischen der Ebene des Erdäquators Gl und die Richtung der Lotlinie (die Richtung der Schwerkraft) am Beobachtungspunkt O. Dieser Winkel wird durch den Bogen des geografischen Meridians des Beobachterplatzes (kurz - der lokale Meridian) gemessen. EO von der Äquatorebene zum nächstgelegenen Erdpol zum Beobachtungsort innerhalb von 0°-90°. Der Breitengrad kann Nord (positiv) oder Süd (negativ) sein. Auf Abb. In 4 ist der Breitengrad des Ortes O gleich φ = 43 ° N. Der Breitengrad bestimmt die Position der geografischen Parallele - eines kleinen Kreises parallel zum Äquator.

Die geografische Länge λ ist der Winkel zwischen den Ebenen des geografischen Anfangsmeridians (gemäß internationaler Vereinbarung verläuft er durch das Greenwich Observatory in England - Г in Abb. 4) und der Ebene des lokalen Meridians des Beobachters. Dieser Winkel wird durch den Bogen des Erdäquators nach Osten (oder Westen) innerhalb von 0°-180° gemessen. Auf Abb. 4, der Längengrad des Ortes ist λ = 70° O st . Der Längengrad bestimmt die Position des lokalen Meridians.

Die Richtung des Ortsmeridians am Beobachtungspunkt O wird durch die Richtung des Sonnenschattens am Mittag von einem senkrecht aufgestellten Mast bestimmt; am Mittag hat dieser Schatten die kürzeste Länge, auf einer horizontalen Plattform bildet er die Mittagslinie N-S (siehe Abb. 3). Jeder lokale Meridian verläuft durch die geografischen Pole Р n und P s und seine Ebene - durch die Rotationsachse der Erde P n P s und die Lotlinie OZ.

Ein Lichtstrahl von einer entfernten Leuchte * kommt in Richtung * C zum Erdmittelpunkt und kreuzt die Erdoberfläche an einem Punkt σ. Stellen Sie sich vor, dass eine Hilfskugel (Himmelskugel) vom Erdmittelpunkt aus mit beliebigem Radius beschrieben wird. Derselbe Strahl wird die Himmelskugel am Punkt σ" durchqueren. Der Punkt σ wird der geografische Ort des Sterns (GMS) genannt, und der Punkt σ" ist der sichtbare Ort des Sterns auf der Kugel. Gemäss Abb. 4. Es ist ersichtlich, dass die Position des HMS durch die geografische Sprotte φ* und die geografische Länge λ* bestimmt wird.

Ebenso wird die Position des sichtbaren Ortes der Leuchte auf der Himmelskugel bestimmt:

• der Bogen des HMS-Meridians φ* ist gleich dem Bogen δ des Himmelsmeridians, der durch den sichtbaren Ort der Leuchte verläuft; diese Koordinate auf der Kugel wird als Deklination der Leuchte bezeichnet, sie wird auf die gleiche Weise wie der Breitengrad gemessen;
• der Bogen des Erdäquators λ* ist gleich dem Bogen t gr des Himmelsäquators; Auf der Kugel wird diese Koordinate als Greenwich-Stundenwinkel bezeichnet, sie wird auf die gleiche Weise wie der Längengrad gemessen oder in einer kreisförmigen Zählung immer nach Westen und reicht von 0 ° bis 360 °.

Die Position des Meridians des sichtbaren Ortes des Sterns auf der Himmelskugel kann nicht nur relativ zum Greenwich-Himmelsmeridian bestimmt werden. Nehmen wir als Ausgangspunkt den Punkt des Himmelsäquators, an dem die Sonne am 21. März sichtbar ist. An diesem Tag beginnt für die Nordhalbkugel der Erde der Frühling, Tag gleich Nacht; Der erwähnte Punkt wird Frühlingspunkt (oder Widderpunkt) genannt und wird durch das Zeichen Widder - ♈ angezeigt, wie es auf der Sternenkarte gezeigt wird.

Der Bogen des Äquators vom Frühlingspunkt zum Meridian des sichtbaren Ortes der Leuchte, betrachtet in Richtung der sichtbaren täglichen Bewegung der Leuchten von 0 ° bis 360 °, wird als Sternwinkel (oder Sternkomplement) bezeichnet. und wird mit τ* bezeichnet.

Der Bogen des Äquators vom Frühlingspunkt bis zum Meridian des sichtbaren Ortes des Gestirns, in Richtung der Jahreseigenbewegung der Sonne in der Himmelskugel betrachtet, heißt Rektaszension α (in Abb. 5 ist er in Stunden, und der Sternenwinkel ist in Grad). Die Koordinaten der Navigationssterne sind in der Tabelle dargestellt. ein; es ist offensichtlich, dass man, wenn man τ° kennt, immer finden kann

Der Bogen des Himmelsäquators vom Ortsmeridian (sein Mittagsteil P n ZEP s) zum Meridian des Gestirns wird als örtlicher Stundenwinkel der Gestirne bezeichnet und mit t bezeichnet. Gemäss Abb. 4 ist ersichtlich, dass sich t immer um den Längengrad des Beobachterortes von t gr unterscheidet:

Aufgrund der sichtbaren täglichen Bewegung der Leuchten ändern sich ihre stündlichen Winkel kontinuierlich. Sternwinkel ändern sich aus diesem Grund nicht, da sich der Ursprung ihrer Referenz (Frühlingspunkt) mit dem Himmel dreht.

Der lokale stündliche Winkel des Frühlingspunktes wird Sternzeit genannt; sie wird immer nach Westen von 0° bis 360° gemessen. Visuell kann es durch die Position des Meridians des Sterns Kaff (β Cassiopeia) am Himmel relativ zum lokalen Himmelsmeridian bestimmt werden. Gemäss Abb. 5 zeigt das immer

Es ist nützlich zu wissen, dass sich bei δ N > 90° - φ N die Leuchte auf der Nordhalbkugel der Erde immer über dem Horizont bewegt, bei δ 90° - φ N wird sie nicht beobachtet.

Das mechanische Modell der Himmelskugel, das das Erscheinungsbild des Sternenhimmels und alle oben diskutierten Koordinaten wiedergibt, ist eine Sternkugel (Abb. 6). Dieses Navigationsgerät ist sehr nützlich bei der Langstreckennavigation: Mit seiner Hilfe können Sie alle Probleme der Himmelsnavigationsorientierung lösen (bei einem Winkelfehler der Lösungsergebnisse von nicht mehr als 1,5-2 ° oder bei einem Zeitfehler von Nr mehr als 6-8 Minuten Vor der Arbeit wird der Globus auf Breitengrad-Beobachtungsorte (gezeigt in Abb. 6) und die lokale Sternenzeit t γ eingestellt, die Regeln für die Berechnung, die für den Beobachtungszeitraum gelten, werden unten erläutert.

Auf Wunsch kann aus einem Schulglobus ein vereinfachter Sternenglobus hergestellt werden, wenn die sichtbaren Stellen der Sterne nach Tabelle auf seine Oberfläche aufgetragen werden. Ich und eine Karte des Sternenhimmels. Die Genauigkeit der Problemlösung auf einem solchen Globus wird etwas geringer sein, aber für viele Fälle der Orientierung in Richtung der Yacht ausreichend sein. Wir stellen auch fest, dass die Sternenkarte ein direktes Bild der Konstellationen gibt (wie der Beobachter sie sieht) und ihre umgekehrten Bilder auf der Sternenkugel sichtbar sind.

Identifizierung von Navigationssternen

Jedes Schema entspricht abendlichen Beobachtungen zu einer bestimmten Jahreszeit: Frühling (Abb. 1), Sommer (Abb. 2), Herbst (Abb. 3) und Winter (Abb. 4) oder morgendlichen Beobachtungen im Frühling (Abb. 2), Sommer (Abb. 3), Herbst (Abb. 4) und Winter (Abb. 1). Jedes saisonale Schema kann zu einer anderen Jahreszeit, aber zu einer anderen Tageszeit verwendet werden.

Zur Auswahl eines für den vorgesehenen Beobachtungszeitraum geeigneten saisonalen Schemas dient Tabelle 1. 1. Sie müssen diese Tabelle entsprechend dem Kalenderdatum der Beobachtungen eingeben, das Ihrem geplanten Datum und der sogenannten "Meridian"-Tageszeit T M am nächsten liegt.

Die Meridianzeit mit einem akzeptablen Fehler von nicht mehr als einer halben Stunde kann einfach erhalten werden, indem die auf dem Territorium der UdSSR seit 1981 geltende Winterzeit um 1 Stunde und die Sommerzeit um 2 Stunden verkürzt wird. Die Regeln für die Berechnung von T auf See gemäß der an Bord der Yacht akzeptierten Schiffszeit werden im folgenden Beispiel erläutert. In den unteren beiden Zeilen der Tabelle sind für jedes Jahreszeitenschema die zugehörige Sternzeit t M und die Ablesung des Sternwinkels τ K gemäß den Maßstäben der MAE-Sternkarte angegeben; Mit diesen Werten können Sie bestimmen, welcher der Meridiane der Sternenkarte zum geplanten Beobachtungszeitpunkt mit dem Meridian Ihres geografischen Standorts übereinstimmt.

Während der anfänglichen Beherrschung der Regeln zur Identifizierung von Navigationssternen ist es notwendig, sich im Voraus auf Beobachtungen vorzubereiten; Es werden sowohl eine Sternkarte als auch eine Saisonkarte verwendet. Wir orientieren die Sternkarte am Boden; Vom Südpunkt am Horizont über den Himmel zum Nordpol der Welt wird jener Meridian der äquatorialen Sternenkarte lokalisiert, der durch den Wert t M digitalisiert wird, dh für unsere Jahreszeitenschemata - 12 H, 18 H, 0 (24) H und 6 H. Dieser Meridian und wird als gepunktete Linie in den saisonalen Diagrammen angezeigt. Die Halbwertsbreite jedes Schemas beträgt etwa 90° = 6 H; Daher verschiebt sich nach einer Stunde aufgrund der Drehung des Sternenhimmels nach Westen der gepunktete Meridian zum linken Rand des Diagramms und seine zentralen Konstellationen nach rechts.

Die äquatoriale Karte deckt den Sternenhimmel zwischen den Breitengraden 60° N und 60° S ab, aber nicht alle darauf abgebildeten Sterne sind zwangsläufig in Ihrer Nähe zu sehen. Über uns, in der Nähe des Zenits, sind jene Konstellationen sichtbar, in denen die Deklination der Sterne in der Größenordnung der Breite des Ortes liegt (und mit ihm „gleichnamig“ ist). Zum Beispiel befindet sich auf dem Breitengrad φ = 60 ° N bei t M = 12 H das Sternbild Ursa Major über Ihrem Kopf. Ferner kann, wie bereits im ersten Aufsatz erläutert, argumentiert werden, dass bei φ = 60° N Sterne, die südlich des Breitenkreises mit Deklination δ = 30° S liegen, niemals sichtbar sein werden usw.

Für einen Beobachter in den nördlichen geografischen Breiten zeigt die äquatoriale Sternenkarte hauptsächlich jene Sternbilder, die in der südlichen Hälfte des Himmels beobachtet werden. Um die Sichtbarkeit der Sternbilder in der nördlichen Hälfte des Himmels zu bestimmen, wird die nördliche Polarkarte verwendet, die den vom nördlichen Himmelspol umrissenen Bereich mit einem Radius von 60 ° abdeckt. Mit anderen Worten, die nördliche Polarkarte überlappt die äquatoriale Karte in einem breiten Gürtel zwischen den Breitengraden 30° N und 60° N. Um die Polarkarte am Boden zu orientieren, wird ihr Meridian durch den in Tabelle gefundenen digitalisiert. 1 mit dem Wert von τ, positionieren Sie es über dem Kopf, so dass es mit der Richtung vom Zenit zum nördlichen Himmelspol zusammenfällt.

Denken Sie daran, dass alle Sterne am Himmel die gleiche Größe haben - sie sind als leuchtende Punkte sichtbar und unterscheiden sich nur in der Stärke ihrer Brillanz und ihres Farbtons. Die Größe der Kreise auf der Sternkarte gibt nicht die scheinbare Größe des Sterns am Himmel an, sondern die relative Stärke seiner Brillanz - die Magnitude. Außerdem wird das Bild des Sternbildes immer etwas verzerrt, wenn die Oberfläche der Himmelskugel auf die Kartenebene ausgedehnt wird. Aus diesen Gründen unterscheidet sich das Erscheinungsbild des Sternbildes am Himmel etwas von seinem Erscheinungsbild auf der Karte, was jedoch keine erheblichen Schwierigkeiten bei der Identifizierung der Sterne verursacht.

Das Erkennen von Navigationssternen ist nicht schwierig. Um während Ihres Urlaubs zu segeln, reicht es aus, die Position von einem Dutzend Sternbildern und den darin enthaltenen Navigationssternen unter den in der Tabelle angegebenen zu kennen. 1 des ersten Aufsatzes. Zwei oder drei nächtliche Workouts vor der Reise geben Ihnen das Selbstvertrauen, die Sterne auf See zu navigieren.

Versuchen Sie nicht, die Sternbilder zu identifizieren, indem Sie nach Figuren mythischer Helden oder Tieren suchen, die ihren verführerisch klingenden Namen entsprechen. Man kann sich natürlich denken, dass die Sternbilder der nördlichen Tiere - Ursa Major und Ursa Minor - am häufigsten in Richtung Norden gesucht werden sollten, und das Sternbild des südlichen Skorpions - in der südlichen Himmelshälfte. Das tatsächlich beobachtete Erscheinen der gleichen nördlichen Sternbilder - "Bären" - wird jedoch besser durch bekannte Verse vermittelt:

Zwei Bärinnen lachen:
- Haben diese Sterne Sie getäuscht?
Unser Name wird gerufen
Sie sehen aus wie Kochtöpfe.

Für einen Navigator können Diagramme als praktischer Leitfaden für den Sternenhimmel dienen - Indikatoren für Navigationssterne (Abb. 1-4), die die Position dieser Sterne zeigen, die relativ leicht aus Sternenkarten mehrerer Referenzkonstellationen identifiziert werden können.

Das Hauptreferenzsternbild ist Ursa Major, dessen Eimer in unseren Meeren immer über dem Horizont (auf einem Breitengrad von mehr als 40 ° N) sichtbar ist und auch ohne Karte leicht zu erkennen ist. Erinnern wir uns an die Eigennamen der Sterne des Großen Wagens (Abb. 1): α - Dubge, β - Merak, γ - Fekda, δ - Megrets, ε - Aliot, ζ - Mizar, η - Benetnash. Sie kennen bereits die sieben Navigationssterne!

In Richtung der Linie Merak - Dubge, in einem Abstand von etwa 30 °, befindet sich, wie wir bereits wissen, Polar - das Ende des Griffs des Ursa Minor-Eimers, in dessen Boden Kokhab sichtbar ist.

Auf der Megrets-Polar-Linie und in gleicher Entfernung von der Polarlinie sind die „Jungferntruhe“ von Cassiopeia und ihre Sterne Kaff und Shedar sichtbar.

In Richtung Fekda - Megrets und in einer Entfernung von etwa 30 ° finden wir den Stern Deneb, der sich im Schwanz des Sternbildes Cygnus befindet - einer der wenigen, der seinem Namen zumindest teilweise in seiner Konfiguration entspricht.

In Richtung Fekda - Aliot ist in einer etwa 60 ° entfernten Region der hellste Nordstern sichtbar - die blaue Schönheit Vega (eine Lyra).

In Richtung Mizar - Polar und in einem Abstand von etwa 50 ° -60 ° vom Pol befindet sich das Sternbild Andromeda - eine Kette von drei Sternen: Alferraz, Mirach, Alamak gleicher Helligkeit.

In Richtung Mirah - Alamak ist Mirfak (α Perseus) in gleicher Entfernung zu sehen.

In Richtung Megrets - Dubge sind in einer Entfernung von etwa 50 ° die fünfeckige Schale des Charioteer und einer der hellsten Sterne - Capella - sichtbar.

Damit haben wir fast alle sichtbaren Navigationssterne in der nördlichen Hälfte unseres Himmels gefunden. Mit Abb. 1. Es lohnt sich, die Suche nach Navigationssternen zuerst auf den Sternkarten zu üben. Halten Sie beim Training "auf dem Boden" den Reis. 1 „umgedreht“, wobei das * auf Punkt N zeigt.

Wenden wir uns der Betrachtung von Navigationssternen in der südlichen Hälfte des Frühlingshimmels in derselben Abbildung zu. ein.

Senkrecht zum Boden des Großen Wagens in einem Abstand von etwa 50 ° befindet sich das Sternbild Löwe, in dessen Vorderpfote sich Regulus befindet, und an der Schwanzspitze - Denebola.Für einige Beobachter ähnelt dieses Sternbild nicht einem Löwe, sondern ein Bügeleisen mit verbogenem Griff. In Richtung des Schwanzes des Löwen befindet sich das Sternbild Jungfrau und der Stern Spica. Südlich des Sternbildes Löwe, in einer sternarmen Region in der Nähe des Äquators, sind schwache Alphard (und Hydra) erkennbar.

Auf der Linie Megrets - Merak in einem Abstand von etwa 50 ° ist das Sternbild Zwillinge sichtbar - zwei helle Sterne Castor und Pollux. Auf demselben Meridian wie sie und näher am Äquator ist ein heller Procyon (α Lesser Dog) sichtbar.

Wenn wir uns mit einem Blick entlang der Biegung des Griffs des Großen Wagens bewegen, sehen wir in einer Entfernung von etwa 30 ° einen leuchtend orangefarbenen Arcturus (α Bootes - eine Konstellation, die einem Fallschirm über Arcturus ähnelt). Neben diesem Fallschirm ist eine kleine und schwache Schale der Nordkrone sichtbar, in der Alphakka auffällt,

Wenn wir die Richtung der gleichen Biegung des Griffs des Großen Wagens fortsetzen, finden wir unweit des Horizonts Antares - das leuchtend rötliche Auge des Sternbilds Skorpion.

An einem Sommerabend (Abb. 2) ist auf der Ostseite des Himmels das „Sommerdreieck“ gut sichtbar, das von den hellen Sternen Vega, Deneb und Altair (α Eagle) gebildet wird. Das Sternbild Adler in Form einer Raute ist in Flugrichtung von Cygnus leicht zu finden. Zwischen Adler und Bootes befindet sich ein schwacher Stern Ras-Alhague aus dem Sternbild Ophiucus.

An den Herbstabenden im Süden gibt es ein "Pegasus-Quadrat", gebildet aus dem von uns bereits betrachteten Stern Alferratz und drei Sternen aus dem Sternbild Pegasus: Markab, Sheat, Algenib. Das Quadrat von Pegasus (Abb. 3) ist leicht auf der Polar-Kaff-Linie in einer Entfernung von etwa 50 ° von Cassiopeia zu finden. In Bezug auf den Pegasus-Platz sind die Sternbilder Andromeda, Perseus und Auriga im Osten und die Sternbilder des „Sommerdreiecks“ im Westen leicht zu finden.

Südlich des Pegasus-Platzes, nahe dem Horizont, sind Difda (β Kita) und Fomalhaut sichtbar - das „Mund des südlichen Fisches“, das das Kit zu schlucken beabsichtigt.

Auf der Linie Markab - Algeinb in einem Abstand von etwa 60 ° ist heller Aldebaran (α Stier) in den charakteristischen "Spritzern" kleiner Sterne sichtbar. Hamal (α Widder) liegt zwischen den Sternbildern Pegasus und Stier.

In der südlichen Hälfte des sternenreichen Winterhimmels (Abb. 4) lässt sich relativ leicht zum schönsten Sternbild Orion navigieren, das ohne Karte zu erkennen ist. Das Sternbild Auriga liegt auf halbem Weg zwischen Orion und Polaris. Das Sternbild Stier befindet sich auf der Fortsetzung des Gürtelbogens des Orion (gebildet durch die "drei Schwestern" Sterne ζ, ε, δ des Orion) in einem Abstand von etwa 20 °. Auf der südlichen Fortsetzung desselben Bogens funkelt in einem Abstand von etwa 15° der hellste Stern Sirius (α Canis Major). In Richtung γ - α des Orion wird Portion in einem Abstand von 20 ° beobachtet.

Im Sternbild Orion sind die Navigationssterne Beteigeuze und Rigel.

Es ist zu beachten, dass das Erscheinungsbild der Sternbilder durch die darin erscheinenden Planeten - "Wandersterne" - verzerrt werden kann. Die Position der Planeten am Sternenhimmel im Jahr 1982 ist in der folgenden Tabelle angegeben. 2 Nachdem wir diese Tabelle studiert haben, werden wir feststellen, dass Venus beispielsweise im Mai abends nicht sichtbar ist, Mars und Saturn die Sicht auf das Sternbild Jungfrau verzerren und nicht weit von ihnen im Sternbild Waage entfernt sind. sehr heller Jupiter wird sichtbar (eine selten beobachtete "Planetenparade"). Informationen über die sichtbaren Orte der Planeten werden für jedes Jahr in MAE und dem Astronomischen Kalender des Nauka-Verlags gegeben. Sie müssen zur Vorbereitung der Kampagne auf der Sternenkarte angebracht werden, wobei die in diesen Handbüchern angegebenen direkten Aufstiege und Deklinationen der Planeten am Tag der Beobachtung verwendet werden.

Die Suche nach Navigationssternen muss sinnvoll sein, die Art der Konstellation muss gelernt werden, um als Ganzes wahrgenommen zu werden – als Bild, als Bild. Eine Person erkennt schnell und einfach, was sie zu sehen erwartet. Aus diesem Grund ist es bei der Vorbereitung einer Reise notwendig, die Sternenkarte so zu studieren, wie ein Tourist die Route durch eine unbekannte Stadt auf der Karte studiert.

Wenn Sie zur Beobachtung hinausgehen, nehmen Sie eine Sternkarte und einen Zeiger auf Navigationssterne sowie eine Taschenlampe mit (es ist besser, das Glas mit rotem Nagellack zu bedecken). Ein Kompass ist nützlich, aber Sie können darauf verzichten, indem Sie die Richtung nach Norden entlang des Polars bestimmen. Denken Sie darüber nach, was als "Maßstab" dienen wird, um die Winkelentfernungen am Himmel abzuschätzen. Der Winkel, unter dem ein Objekt, das in einer ausgestreckten Hand gehalten und senkrecht dazu gehalten wird, sichtbar ist, enthält so viele Grad, wie die Höhe dieses Objekts Zentimeter beträgt. Am Himmel beträgt der Abstand zwischen den Sternen von Dubge und Megrets 10 °, zwischen den Sternen von Dubge und Benetnash - 25 °, zwischen den extremen Sternen von Cassiopeia - 15 °, der Ostseite des Pegasus-Platzes - 15 °, zwischen Rigel und Beteigeuze - etwa 20 °.

Wenn Sie das Gebiet zur festgelegten Zeit erreicht haben, orientieren Sie sich in Richtung Norden, Osten, Süden und Westen. Finden und identifizieren Sie die Konstellation, die über Ihrem Kopf vorbeizieht - durch den Zenit oder in dessen Nähe. Beziehen Sie sich auf das Terrain des saisonalen Schemas und die Äquatorialkarte - am Punkt S und die Richtung des lokalen Himmelsmeridians, senkrecht zur Horizontlinie am Punkt S; Binden Sie die Nordpolkarte an das Gebiet - entlang der ZP-Linie. Finden Sie das Referenzsternbild - Ursa Major (Pegasus Square oder Orion) und üben Sie das Identifizieren von Navigationssternen. Gleichzeitig muss man sich an die Verzerrungen in den Größen der visuell beobachteten Höhen der Leuchten aufgrund der Abflachung des Himmels, an die Verzerrungen in der Farbe von Sternen in geringen Höhen und an die scheinbare Zunahme der Größe erinnern die Sternbilder nahe dem Horizont und nehmen ab, wenn sie sich dem Zenit nähern, etwa die Änderung der Position der Figuren der Sternbilder während der Nacht relativ zum sichtbaren Horizont, für die Drehung des Himmels ab.

A. Berechnung der Meridianzeit

B. Ein Beispiel für die Berechnung der Meridianzeit und die Auswahl eines saisonalen Schemas des Sternenhimmels

An der Küste können Sie T M ungefähr gleich der Sommerzeit nehmen, reduziert um 2 Stunden.In unserem Beispiel:

Die Wahl des saisonalen Schemas und seine Ausrichtung

Das lokale Datum ist der 7. Mai und der Moment T M = 22 H 09 M gemäß der Tabelle. 1 entspricht am ehesten dem saisonalen Muster in Abb. 1. Dieses Schema wurde jedoch für T M = 21 Stunden am 7. Mai erstellt, und wir werden Beobachtungen 1 Stunde 09 M später durchführen (in Grad 69 M: 4 M = 17 °). Daher befindet sich der lokale Meridian (Linie S - P N) 17 ° links vom Mittelmeridian des Schemas (wenn wir nicht später, sondern früher beobachtet hätten, hätte sich der lokale Meridian nach rechts verschoben).

In unserem Beispiel werden das Sternbild Jungfrau über dem Südpunkt und das Sternbild Großer Bär nahe dem Zenit durch den lokalen Meridian verlaufen, Kassiopeia wird sich am Nordpunkt befinden (siehe die Sternenkarte für tγ = 13 H 09 M und τ K = 163 °).

Zur Identifizierung der Navigationssterne dient die Orientierung relativ zum Großen Wagen (Abb. 1).

Anmerkungen

2. Die Titel dieser Bücher. Grau. Sterne. M., Mir, 1969. (168 S.); Yu. A, Karpenko, Namen des Sternenhimmels, M., "Nauka", 1981 (183 S.).