Astronomia ogólna. Bardzo krótki kurs astronomii. Prawa ruchu ciał niebieskich

CZĘŚĆ 1. PODSTAWY ASTRONOMII SFERYCZNEJ

Rozdział 1 Wstęp

Astronomia ogólna, jej początki i nowoczesne funkcje, główne sekcje. Przedmiot astronautyki, główne działy, kształtowanie się współczesnej astronautyki. Obserwatoria astronomiczne na Ziemi i w kosmosie. Wycieczka do Obserwatorium Pułkowo

Przedmiot astronomii, jej główne działy

Astronomia– nauka o budowie fizycznej, ruchu, pochodzeniu i ewolucji ciał niebieskich, ich układów oraz badanie Wszechświata jako całości ( nowoczesna definicja z XVIII w.)

Astronomia – 2 greckie słowa (astro – gwiazda, nomos – prawo), tj. . prawo gwiazd – nauka o prawach życia gwiazd (czasy starożytnych Greków - V - VI wiek p.n.e., tj. ~ 2,5 tys. lat temu)

Obiekty astronomiczne:

· Układ Słoneczny i jego składniki (Słońce, planety większe i mniejsze, satelity planetarne, asteroidy, komety, pył).

· Gwiazdy i ich gromady i układy, mgławice, nasza Galaktyka jako całość oraz inne galaktyki i ich gromady.

· Różne obiekty w różnych częściach widma fal elektromagnetycznych (kwazary, pulsary, promienie kosmiczne, fale grawitacyjne, kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła (tło)

· Wszechświat jako całość (struktura wielkoskalowa, ciemna materia itp.).

Wstępnie można wyróżnić następujące główne gałęzie astronomii:

1. Astrometria – jest to klasyczna część astronomii (od starożytnych Greków - 5-1 w. p.n.e.) badająca współrzędne (położenia) ciał niebieskich i ich zmiany na sferze niebieskiej; a dokładniej: tworzy układ inercyjny współrzędne (stałe) CS; W sumie: nauka o mierzeniu przestrzeni i czasu.

Astrometria obejmuje 3 podrozdziały:

A) astronomia sferyczna – to jest teoretyczna część astrometrii, matematycznego aparatu do wyrażania współrzędnych ciał niebieskich i ich zmian;

B) praktyczna astronomia - rozwija metody obserwacji i ich przetwarzania, teorię przyrządów astronomicznych i wyznaczników precyzyjnej skali czasu (służba czasu); służy do rozwiązywania problemów wyznaczania współrzędnych punktów geograficznych na lądzie (astronomia terenowa), na morzu (astronomia morska), w powietrzu (astronomia lotnicza) oraz znajduje zastosowanie w nawigacji satelitarnej i geodezji;

V) podstawowa astrometria – rozwiązuje problemy wyznaczania współrzędnych i ruchów własnych ciał niebieskich na kuli, a także stałych astronomicznych (precesji, aberracji i nutacji), w tym astrometrii fotograficznej i CCD – definicja a, d i m a , d ciał niebieskich z wykorzystaniem metod obserwacji fotograficznej i CCD.

2. Niebiańska mechanika (astronomia teoretyczna)– bada ruchy przestrzenne ciał niebieskich i ich układów pod wpływem wzajemnych sił grawitacyjnych i innych natura fizyczna; bada figury ciał niebieskich i ich stabilność, aby zrozumieć procesy powstawania i ewolucji ciał niebieskich i ich układów; wyznacza elementy orbitalne ciał niebieskich na podstawie danych obserwacyjnych oraz wstępnie oblicza pozorne pozycje (współrzędne) ciał niebieskich.

Astrometria i mechanika nieba badają jedynie geometrię i mechanikę otaczającej przestrzeni.

3.Astrofizyka Powstał w 1860 roku w wyniku odkrycia analizy spektralnej. To jest główna część współczesna astronomia. Bada stan fizyczny i procesy zachodzące na powierzchni i we wnętrzu ciał niebieskich, skład chemiczny (temperaturę, jasność, połysk, obecność fal elektromagnetycznych), właściwości ośrodka pomiędzy ciałami niebieskimi itp.

Zawiera sekcje:

A) praktyczna astrofizyka – opracowuje metody obserwacji astrofizycznych i ich przetwarzania, zajmuje się teoretycznym i praktycznym zastosowaniem instrumentów astrofizycznych

B) astrofizyka teoretyczna – zajmuje się wyjaśnianiem procesów fizycznych i obserwowanych zjawisk zachodzących na ciałach niebieskich w oparciu o fizykę teoretyczną.

Nowe sekcje dotyczące zakresu stosowanych fal elektromagnetycznych:

V) radioastronomia bada ciała niebieskie za pomocą radaru, bada ich promieniowanie w zakresie radiowym (długości fal od mm do km), a także promieniowanie ośrodka międzygwiazdowego i międzygalaktycznego. Powstał w 1930 roku po odkryciu przez K. Jansky'ego (USA), Rebera emisji radiowej Drogi Mlecznej i Słońca;

G) także sekcje astrofizyki lub astronomii (ziemskiej, transatmosferycznej i kosmicznej):

astronomia w podczerwieni (astrofizyka)

prześwietlenie

neutrino

Mogą istnieć podsekcje astrofizyki oparte na przedmiotach badań:

astronomia blisko Ziemi:

fizyka słońca

fizyka gwiazd

fizyka planet, Księżyca itp.

4. Astronomia gwiazd– bada ruch i rozmieszczenie w przestrzeni gwiazd (głównie w naszej Galaktyce), mgławic gazowo-pyłowych i układów gwiazdowych (gromady kuliste i otwarte), ich strukturę i ewolucję, problemy ich stabilności.

Zawiera następujące podsekcje:

Astronomia pozagalaktyczna - badanie właściwości i rozmieszczenia układów gwiezdnych (galaktyk) znajdujących się poza naszą Galaktyką (setki milionów - patrz Głęboki przegląd Kosmicznego Teleskopu Hubble'a);

Dynamika układów gwiazdowych itp.

5. Kosmogonia– rozwija zagadnienia pochodzenia i ewolucji ciał niebieskich i ich układów, w tym ciał Układu Słonecznego (w tym Ziemi), a także zagadnienia powstawania gwiazd.

6. Kosmologia – bada Wszechświat jako jedną całość: jego strukturę geometryczną, ewolucję i pochodzenie wszystkich obiektów składowych, ogólne parametry, takie jak wiek, materia, energia itp.

Zajmuje osobne miejsce astronomia kosmiczna , gdzie szczególnie możemy wyróżnić astronautykę - jako zespół szeregu dziedzin nauki (w tym astronomii) i technologii, których celem jest badanie i eksploracja kosmosu.

Przedmiot astronautyki i jej działy

Kosmonautyka to zespół szeregu dziedzin nauki i technologii, których celem jest penetracja przestrzeń z celem jego badania i rozwój. Już - loty w przestrzeń kosmiczną. Kosmonautyka zajmuje szczególne miejsce w astronomii.

Kosmonautyka – z greckiego „kosmos” – Wszechświat, „nautix” – pływanie, tj. żeglarstwo (podróże) po Wszechświecie lub (po rosyjsku) astronautyka - nawigacja gwiezdna

Można wyróżnić główne gałęzie astronautyki:

1. Astronautyka teoretyczna(w oparciu o mechanikę nieba) - bada ruch statku kosmicznego (SV) w polu grawitacyjnym Ziemi, Księżyca i ciał Układu Słonecznego: wystrzelenie statku kosmicznego na orbitę, manewrowanie, zejście statku kosmicznego na Ziemię i ciała Układu Słonecznego.

2. Astronautyka praktyczna- studia:

Projektowanie i działanie systemów rakietowych i kosmicznych, metody lotów kosmicznych

Wyposażenie pokładowe.

Badania astronomiczne z wykorzystaniem astronautyki

Astrometria kosmiczna

Astrofizyka kosmiczna (ciała Układu Słonecznego, Słońce)

4. Badanie Ziemi ze statku kosmicznego(geodezja kosmiczna, łączność, telewizja, nawigacja, teledetekcja Ziemi (ERS), technologia, rolnictwo, geologia itp.)

Osiągnięcia astronomii XX wieku

LUNA-AO

HST

Terminologia

Zwykle podawany jako sfera niebieska z zewnątrz, podczas gdy obserwator znajduje się w jego centrum. Wszystkie konstrukcje prezentowane są na powierzchni sfery niebieskiej (od wewnątrz, tylko w planetarium)

W punkcie O znajduje się obserwator - połowa widocznej sfery niebieskiej.)

Ziemię pomylono z piłką!

Rys.2.2 Elementy sfery niebieskiej (a); całą sferę niebieską, gdzie w centrum znajduje się T. O - obserwator (b).

Kierunek linii pionu - linia przechodząca przez dowolny punkt na powierzchni Ziemi (obserwator, punkt kierunkowy nad głową obserwatora) i środek masy Ziemi ZOZ¢. Linia pionu przecina sferę niebieską w 2 punktach – Z ( zenit – dokładnie nad głową obserwatora) i Z¢ ( nadir – przeciwny punkt na kuli).

Płaszczyzna prostopadła do linii pionu i przechodząca przez punkt O nazywana jest prawdziwym lub matematycznym horyzontem (wielki okrąg sfery niebieskiej NESW, czyli wyimaginowany, wyimaginowany okrąg na kuli). Jest prawdziwy widoczny horyzont, Leży na powierzchni Ziemi i zależy od ukształtowania terenu. Uważa się, że w momentach wschodu i zachodu słońca luminarze znajdują się na prawdziwym horyzoncie.

Codzienny obrót sfery niebieskiej. Z obserwacji rozgwieżdżonego nieba jasno wynika, że ​​​​sfera niebieska obraca się powoli w kierunku ze wschodu na zachód ( Dzienna dieta - ponieważ jego okres wynosi jeden dzień), ale jest to oczywiste (jeśli stoisz twarzą do południa, wówczas obrót sfery niebieskiej odbywa się zgodnie z ruchem wskazówek zegara). W rzeczywistości Ziemia obraca się wokół własnej osi w kierunku z zachodu na wschód (potwierdzone eksperymentami z wahadłem Foucaulta, czyli odchyleniem spadających ciał na wschód). W astronomii zachowana jest terminologia zjawisk pozornych: wschody i zachody ciał niebieskich, codzienne ruchy Ziemi i Księżyca, obrót gwiaździstego nieba.

Codzienny obrót Ziemi następuje ok oś Ziemi pp¢, a widzialny obrót sfery niebieskiej następuje wokół jej średnicy PP¢, równoległej do osi Ziemi i zwanej oś świata.

Oś niebieska przecina się ze sferą niebieską w 2 punktach - północny biegun niebieski (P) na półkuli północnej znajduje się w odległości ~ 1° od gwiazdy a w konstelacji Małej Niedźwiedzicy, a biegun południowy (P¢) w półkula południowa znajduje się w gwiazdozbiorze Oktanta (nie ma jasnych gwiazd, ale można to rozpoznać po konstelacji Krzyża Południa). Oba bieguny są nieruchome na sferze niebieskiej.

Wielki okrąg (QQ¢) sfery niebieskiej, którego płaszczyzna jest prostopadła do osi świata, nazywa się równik niebieski, przechodzi również przez środek sfery niebieskiej. Równik niebieski przecina się z płaszczyzną horyzontu w 2 diametralnie przeciwnych punktach: punkcie wschodnim (E) i punkcie zachodnim (W). Równik niebieski obraca się wraz ze sferą niebieską!

Wielki okrąg sfery niebieskiej przechodzący przez bieguny niebieskie (P, P¢), zenit (Z) i nadir (Z¢) nazywa się południk niebieski (stały) . Punktowo przecina się z prawdziwym horyzontem południe (S) I północ (N), oddalony od punktów E i W o 90 0.

Pion i oś świata leżą w płaszczyźnie południka niebieskiego, który przecina się z płaszczyzną prawdziwego horyzontu wzdłuż średnicy (NOS) sfery niebieskiej przechodzącej przez punkt N i punkt S. To linia południowa , ponieważ Słońce w południe znajduje się w pobliżu południka niebieskiego.

Widoczna sfera niebieska obraca się, Punkty Zenitu, Nadiru i wszystkie punkty prawdziwego horyzontu są nieruchome względem obserwatora, tj. nie obracaj się wraz ze sferą niebieską. Południk niebieski przechodzi przez punkty stałe i punkty biegunowe i również się nie obraca, tj. połączony z Ziemią. Tworzy płaszczyznę południka (geograficznego) Ziemi, na której znajduje się obserwator, i dlatego nie uczestniczy w codziennym obrocie sfery niebieskiej. Dla wszystkich obserwatorów znajdujących się na wspólnym południku geograficznym wspólny jest południk niebieski.

Podczas codziennego obrotu sfery niebieskiej wokół osi świata ciała niebieskie poruszają się po małych kręgach, codziennych lub niebieskich równoleżnikach, których płaszczyzny są równoległe do płaszczyzny równika niebieskiego.

Każdy luminarz dwa razy dziennie przecina (przechodzi) południk niebieski. Kiedyś - jego południowa połowa ( kulminacja górna - wysokość oprawy nad horyzontem jest największa) i drugi raz - jego północna połowa, 12 godzin później - ( kulminacja dolna - wysokość oprawy nad horyzontem jest najmniejsza ).

Rozdział 4. Czas

Ruch Ziemi jako naturalny proces obliczania czasu. Prawdziwy czas słoneczny. Jednostki czasu: dzień, godzina, minuta, sekunda. Problem średniego czasu słonecznego, czyli słońca. Równanie czasu i jego składowe. Czas gwiazdowy. Przejście z czasu średniego do czasu gwiazdowego i z powrotem.

Lokalne, strefowe, czas letni. Przejście z jednego rodzaju czasu na inny. Czas światowy i regionalny. Linia daty.

Czas uniwersalny (UT) i koordynowany (UTC). Nieregularność obrotu Ziemi, czasu efemeryd i dynamiki (TDT).

Prawdziwy czas słoneczny

Średni czas słoneczny to jednolity czas wyznaczany przez ruch średniego słońca. Używany jako standard dla jednolitego czasu w skali jednej średniej sekundy słonecznej (1/86400 średniej doby słonecznej) do 1956 r.

Równanie czasu

Ustanawia się połączenie pomiędzy dwoma systemami czasu słonecznego równanie czasu – różnica między średnim czasem słonecznym (T śr.) . prawdziwy czas słoneczny (T ist): h = T av - T ist. Równanie czasu jest wielkością zmienną. Osiąga +16 minut na początku listopada i –14 minut w połowie lutego. Równanie czasu jest publikowane w Rocznikach Astronomicznych (AE). Wybierając wartość h z AE i bezpośrednio mierząc kąt godzinny prawdziwego źródła słońca t, możesz znaleźć średni czas: T av = t źródło +12 godz. + godz.

te. średni czas słoneczny w dowolnym momencie jest równy prawdziwemu czasowi słonecznemu plus równanie czasu.

Zatem bezpośrednio mierząc kąt godzinny Słońca T¤ wyznacz prawdziwy czas słoneczny i znając równanie czasu h w tym momencie znajdź średni czas słoneczny: T m = T¤ + 12 godz. + godz. Ponieważ przeciętne słońce równikowe przechodzi przez południk wcześniej lub później niż prawdziwe Słońce, różnica w ich kątach godzinowych (równaniu czasu) może być dodatnia lub ujemna.

Równanie czasu i jego zmiana w ciągu roku przedstawiono na rysunku za pomocą krzywej ciągłej (1). Krzywa ta jest sumą dwóch sinusoid – z okresem rocznym i półrocznym.

Fala sinusoidalna z okresem rocznym (krzywa przerywana) daje różnicę między czasem rzeczywistym a czasem średnim, wynikającą z nierównomiernego ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki. Ta część równania czasu nazywa się równanie środka lub równanie mimośrodu (2). Fala sinusoidalna z okresem półrocznym (krzywa przerywana) reprezentuje różnicę czasu spowodowaną nachyleniem ekliptyki do równika niebieskiego i nazywa się ją równanie na nachylenie ekliptyki (3).

Równanie czasu zanika około 15 kwietnia, 14 czerwca, 1 września i 24 grudnia i cztery razy w roku przyjmuje wartości ekstremalne; z nich najbardziej znaczący około 11 lutego (h = +14 M) i 2 listopada (h = -16 M).

Równanie czasu można obliczyć dla dowolnego momentu. Jest zwykle publikowany w kalendarzach astronomicznych i rocznikach dla każdej średniej północy na południku Greenwich. Należy jednak pamiętać, że w niektórych z nich równanie czasu podane jest w znaczeniu „ prawdziwy czas minus średnia” (h = T ¤ - Tt) i dlatego ma przeciwny znak. Znaczenie równania czasu wyjaśnia się zawsze w objaśnieniach kalendarzy (roczników).

4.3 Czas gwiazdowy. Przejście z czasu średniego do czasu gwiazdowego i z powrotem

Dzień gwiazdowy to okres czasu pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie w punkcie równonocy wiosennej na tym samym południku. Jest to okres bardziej stały, tj. okres obrotu Ziemi względem odległych gwiazd. Za początek dnia gwiezdnego przyjmuje się moment jego dolnej kulminacji, czyli północ, kiedy

S = t¡ = 0. Dokładność skala gwiazd czas do 10 -3 sekund w ciągu kilku miesięcy.

Zatem proces obrotu Ziemi wokół własnej osi wyznacza trzy rodzaje pór dnia do pomiaru krótki interwały: prawdziwy czas słoneczny, oznacza czas słoneczny I czas gwiazdowy.

Lokalne, strefowe, czas letni. Przejście z czasu średniego do czasu gwiazdowego i z powrotem

Przeciętny dzień jest dłuższy (dłuższy) niż dni gwiezdne, ponieważ podczas jednego obrotu sfery niebieskiej w kierunku ze wschodu na zachód samo słońce przesuwa się z zachodu na wschód o 1 stopień (tj. 3 m 56 s).

Zatem, V rok tropikalny Przeciętny dzień jest o jeden dzień krótszy niż dzień gwiazdowy.

Do pomiaru długoterminowy okresach czasu wykorzystuje się ruch Ziemi wokół Słońca. Rok tropikalny- Ten okres czasu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami przeciętne słońce przez środek równonoc wiosenna i równa się 365,24219879 przeciętny dzień słoneczny lub 366.24219879 dzień gwiazdowy.

Przeliczanie średnich przedziałów czasu na czas gwiazdowy i odwrotnie odbywa się według tabel, często na komputerze, za pomocą AE, AK, a w ogólna perspektywa według wzorów: DT = K¢ ´ DS i DS = K ´ DT,

gdzie K=366,24/365,24 = 1,002728 i K¢ =365,24/366,24 = 0,997270.

Przeciętny dzień gwiazdowy wynosi 23 godziny 56 minut 04,0905 sekundy przeciętnego dnia słonecznego. Rok gwiazdowy zawiera 365,2564 przeciętny dzień słoneczny, tj. więcej niż rok tropikalny o 20 m 24 s w wyniku ruchu punktu g w kierunku Słońca.

W różnych punktach tego samego południka geograficznego czas (słoneczny, gwiazdowy) jest taki sam.

Czas lokalny - jest to czas T m mierzony na określonym południku geograficznym. Dla każdego punktu na Ziemi jest jego własny czas lokalny. Na przykład przy odległości między dwoma obserwatorami wynoszącej 1¢ = 1852 metrów (dla równika) różnica czasu sięga 4 minut! Niewygodne w życiu.

Czas standardowy - tym razem T jest lokalnym czasem słonecznym centralnego południka dowolnej strefy czasowej. Za pomocą Tp obliczany jest czas na obszarze danej strefy czasowej. T p został wprowadzony w 1884 r. decyzją konferencji międzynarodowej (w Rosji od 1919 r.) pod następującymi warunkami:

1) Kulę ziemską podzielono według długości geograficznej na 24 strefy po 15 stopni;

3) Różnica czasu pomiędzy dwiema sąsiednimi strefami wynosi jedną godzinę. Długość geograficzna południka centralnego strefy (w godzinach) jest równa numerowi tej strefy. Południk zerowy przechodzi przez środek Obserwatorium w Greenwich (Anglia);

4) Granice stref czasowych na oceanach przebiegają wzdłuż południków geograficznych, na lądzie głównie wzdłuż granic administracyjnych

Skale czasu

Czas astronomiczny

Na początek przed 1925 rokiem w praktyce astronomicznej przeciętny dzień słoneczny wziął moment górnej kulminacji (południe) przeciętne słońce. Czas ten nazywano średnio astronomicznym lub po prostu astronomicznym. Jednostką miary było oznacza sekundę słoneczną.

Czas uniwersalny (lub światowy) UT

Od 1 stycznia 1925 roku zamiast czasu astronomicznego używany jest czas uniwersalny. Liczone od dolnej kulminacji średniego słońca na południku Greenwich. Innymi słowy, średni czas lokalny południka o zerowej długości geograficznej (Greenwich) nazywany jest czasem uniwersalnym (UT). Standardem sekundy dla skali UT jest pewna część okresu obrotu Ziemi wokół własnej osi 1\365,2522 x 24 x 60 x 60. Jednak ze względu na niestabilność obrót osiowy Na Ziemi skala UT nie jest jednolita: ciągłe zwalnianie trwa około 50 sekund. przez 100 lat; nieregularne zmiany do 0,004 sek. na dzień; wahania sezonowe wynoszą około 0,001 sekundy na rok.

Dla poszczególnych regionów wprowadzany jest czas regionalny, np. czas środkowoeuropejski, czas środkowo-pacyficzny, czas londyński itp.

Czas letni. Aby zaoszczędzić zasoby materialne ze względu na więcej racjonalne wykorzystanie W godzinach dziennych w wielu krajach wprowadza się czas letni – m.in. „przesunięcie wskazówek” zegara o 1 godzinę do przodu w stosunku do czasu strefowego. Ale harmonogram wszelkiego rodzaju działań ludzkich nie uległ zmianie! Czas letni wprowadza się zwykle pod koniec marca o północy z soboty na niedzielę i znosi z końcem października, także o północy z soboty na niedzielę.

Czas efemeryd

Czas efemerydowy (ET – czas efemerydowy) lub ziemski czas dynamiczny (Terrestrial Dynamical Time – TDT) lub czas Newtona:

zmienna niezależna (argument) w mechanice niebieskiej (Newtonowska teoria ruchu ciał niebieskich). Wprowadzony 1 stycznia 1960 roku w rocznikach astronomicznych jako bardziej jednolity niż czas uniwersalny, obarczony długotrwałymi nieregularnościami w obrocie Ziemi. Obecnie jest to najbardziej stabilna skala czasowa dla potrzeb astronomii i eksploracji kosmosu. Ustalane na podstawie obserwacji ciał Układu Słonecznego (głównie Księżyca). Jednostką miary jest e femeris drugie jako ułamek 1/31556925,9747 rok tropikalny w tej chwili 19:00 0 stycznia, 12 godzin ET lub w inny sposób jako 1/86400 ułamka czasu trwania przeciętny dzień słoneczny na tę samą chwilę.

Czas efemeryd jest powiązany z czasem uniwersalnym stosunkiem:

Przyjmuje się, że korekta DT dla roku 2000 wynosi +64,7 sekundy.

Rozdział 5. Kalendarz

Rodzaje kalendarzy: kalendarze słoneczne, księżycowe i księżycowo-słoneczne. Kalendarz juliański i gregoriański. Epoki kalendarza. Okres juliański i dni juliańskie.

Definicja

Kalendarz to system liczenia długich okresów czasu z całkowitymi wartościami liczby dni w dłuższych jednostkach czasu. Miesiąc kalendarzowy i rok kalendarzowy zawierają liczbę całkowitą dni, tak aby początek każdego miesiąca i roku pokrywał się z początkiem dnia.

Dlatego kalendarzowy i naturalny miesiąc i rok nie powinny być równe.

Zadania kalendarza: 1) ustalenie kolejności liczenia dni, 2) określenie liczby dni w długich okresach czasu (roku), 3) ustalenie początku okresów liczenia.

Podstawą kalendarza są: 1) okres zmian sezonowych na Ziemi – rok ( kalendarz słoneczny ), 2) okres zmiennych faz Księżyca – miesiąc ( kalendarz księżycowy). Istnieć kalendarze księżycowe i księżycowo-słoneczne.

Rodzaje kalendarzy słonecznych

Podstawy kalendarz słoneczny Przyjmuje się, że rok tropikalny liczy średnio 365,2422 dni słonecznych.

Kalendarz starożytnego Egiptu– jeden z pierwszych (3000 p.n.e.). Rok ma 360 dni; liczba miesięcy wynosi 12 i trwa 30 dni. Ekliptykę podzielono na 360 równe części- stopni. Później kapłani określili długość roku: od 365 dni do 365,25!

Kalendarz rzymski. VIII wiek p.n.e Ale był mniej dokładny niż egipski.

Rok ma 304 dni; liczba miesięcy 10.

Kalendarz juliański. Wprowadzony 1 stycznia 45 roku p.n.e. Juliusz Cezar na podstawie kalendarza egipskiego. Rok ma 365,25 dni; liczba miesięcy wynosi 12. Co 4 rok jest rokiem przestępnym - dzieli się go przez 4 bez reszty, tj. 366,25 dni (365 365 365 366!)

Używany w Europie od ponad 1600 lat!

Kalendarz gregoriański. Rok w kalendarzu juliańskim był o 0,0078 dnia dłuższy od prawdziwego, przez co w ciągu 128 lat narosły dodatkowe dni, które trzeba było doliczyć. Już w XIV w. opóźnienie to było znane i już w 1582 r. decyzją papieża Grzegorza XIII daty w kalendarzu przesunięto od razu o 10 dni do przodu. Te. po 4 października, 14 października 1582 rozpoczął się natychmiast! Ponadto zwyczajowo wykluczano 3 lata przestępne co 400 lat (w stuleciach, które nie były podzielne przez 4).

Nowy kalendarz zaczęto nazywać gregoriańskim - „nowym stylem”. Rok w kalendarzu gregoriańskim (365,2425) różni się od prawdziwego (365,242198) o 0,0003 dnia, a zatem dodatkowe dni kumulują się zaledwie przez 3300 lat!

Nowy styl jest obecnie stosowany wszędzie. Jego wadą jest nierówna liczba dni w miesiącach (29,30,31) i kwartałach. To utrudnia planowanie.

Zaproponowano kilka projektów reform kalendarz gregoriański, przewidujący wyeliminowanie lub ograniczenie tych niedociągnięć.

Jeden z nich, pozornie najprostszy, jest następujący. wszystkie kwartały roku mają tę samą długość 13 tygodni, tj. przez 91 dni. Pierwszy miesiąc każdego kwartału zawiera 31 dni, pozostałe dwa - po 30 dni. W ten sposób każdy kwartał (i rok) będzie zawsze rozpoczynał się w tym samym dniu tygodnia. Ale ponieważ 4 ćwiartki po 91 dni zawierają 364 dni, a rok musi zawierać 365 lub 366 dni (rok przestępny), to między 30 grudnia a 1 stycznia wstawia się dzień bez liczenia miesięcy i tygodni - Międzynarodowy Nowy Rok. A w roku przestępnym ten sam dzień wolny od pracy, nie licząc miesięcy i tygodni, wstawia się po 30 czerwca.

Jednak kwestię wprowadzenia nowego kalendarza można rozwiązać jedynie w skali międzynarodowej.

Kalendarz księżycowy

Na podstawie zmiany faz Księżyca, tj. okres pomiędzy dwoma kolejnymi momentami pierwszego pojawienia się półksiężyca po nowiu. Dokładny czas trwania miesiąca księżycowego zależy od obserwacji zaćmienia słońca– 29,530588 przeciętnych dni słonecznych. W roku księżycowym - 12 miesięcy księżycowych = 354,36708 śr. słoneczne dni. Kalendarz księżycowy pojawił się niemal jednocześnie ze słonecznym, już w połowie III wieku p.n.e. Jednocześnie wprowadzono siedmiodniowy tydzień (według liczby znanych wówczas luminarzy (Słońce, Księżyc + 5 planet od Merkurego do Saturna)

Obecnie używany jest kalendarz księżycowy kalendarz muzułmański w krajach azjatyckich itp.

5.4 Podstawy matematyczne budowanie kalendarza (samodzielnie)

5.5 Wymazywania kalendarza

Liczenie lat z konieczności zakłada jakiś początkowy moment układu chronologicznego – era kalendarza. Era- oznacza także system chronologiczny. W historii ludzkości było aż 200 różnych epok. Przykładowo epoka bizantyjska „od stworzenia świata”, w której za „stworzenie świata” przyjęto rok 5508 p.n.e. Chińska era „cykliczna” - od 2637 roku p.n.e. Od powstania Rzymu - 753 pne. i tak dalej.

Nasza era - era chrześcijańska – wszedł do użytku dopiero 1 stycznia 533 roku od urodzin postaci biblijnej (nie historycznej) I. Chrystusa.

Bardziej realistyczny powód arbitralnego wyboru początku naszej ery (AD) wiąże się z okresowością liczby 532 lata = 4x7x19. Wielkanoc przypada na tę samą datę zmartwychwstania co 532 lata! Jest to wygodne do wstępnego obliczenia dat obchodzenia świąt chrześcijańskich. Wielkanoc. Opiera się na okresach związanych z ruchem Księżyca i Słońca (4 - okres wysokich lat, 7 - liczba dni w tygodniu, 19 - liczba lat, przez które fazy Księżyca przypadają w tym samym kalendarzu daty (cykl Metonic był znany już w 432 rpne) Meton jest starożytnym greckim astronomem.

Pojęcia ogólne

Wpływ refrakcji jest istotnym problemem w astronomii naziemnej, gdzie przy wyznaczaniu współrzędnych równikowych opraw oraz obliczaniu momentów ich wschodu i zachodu mierzy się duże kąty na sferze niebieskiej.

refrakcja astronomiczna (lub atmosferyczna). . Z tego powodu obserwowana (pozorna) odległość zenitowa z¢ oprawy jest mniejsza niż jej rzeczywista (tj. przy braku atmosfery) odległość zenitowa z, a pozorna wysokość h¢ jest nieco większa niż rzeczywista wysokość h. Załamanie niejako unosi oprawę nad horyzont.

Różnica r = z - z¢ = h¢ - godz, nazywa się refrakcją.

Ryż. Zjawisko załamania światła w atmosferze ziemskiej

Załamanie zmienia tylko odległości zenitalne z, ale nie zmienia kątów godzinowych. Jeśli światło osiąga kulminację, wówczas załamanie zmienia tylko jego deklinację i o tę samą wartość, co odległość zenitu, ponieważ w tym przypadku płaszczyzny jego godzin i okręgów pionowych pokrywają się. W innych przypadkach, gdy płaszczyzny te przecinają się pod pewnym kątem, załamanie zmienia zarówno deklinację, jak i rektascencję oprawy.

Należy zauważyć, że załamanie w zenicie przyjmuje wartość r = 0, a na horyzoncie osiąga 0,5 - 2 stopnie. W wyniku załamania dyski Słońca i Księżyca w pobliżu horyzontu wydają się owalne, ponieważ przy dolnej krawędzi dysku załamanie jest o 6 ¢ większe niż na górze, w związku z czym pionowa średnica dysku wydaje się krótsza w porównaniu z poziomą średnicy, która nie jest zniekształcona przez załamanie.

Empirycznie, tj. eksperymentalnie wywnioskowano z obserwacji, że Riblizhennoe wyrażenie do ustalenia Średnia ogólna) refrakcja:

r = 60²,25 ´V\760´273\(273 0 +t 0) ´tgz¢,

gdzie: B - ciśnienie atmosferyczne, t 0 - temperatura powietrza.

Następnie w temperaturze równej 0 0 i pod ciśnieniem 760 mm Hg załamanie promieni widzialnych (l = 550 milimikronów) jest równe:

r =60²,25 ´ tgz¢ = К´ tgz¢. Tutaj K jest stałą refrakcji w powyższych warunkach.

Korzystając z powyższych wzorów, załamanie oblicza się dla odległości od zenitu nie większej niż 70 stopni kątowych z dokładnością do 0,¢¢01. Tabele Pułkowo (wydanie 5) pozwalają uwzględnić wpływ załamania światła do odległości zenitalnej z = 80 stopni kątowych.

W celu dokładniejszych obliczeń uwzględnia się zależność załamania światła nie tylko od wysokości obiektu nad horyzontem, ale także od stanu atmosfery, głównie od jej gęstości, która sama w sobie jest funkcją, głównie temperatury i ciśnienia . Poprawki na refrakcję oblicza się pod ciśnieniem W[mmHg] i temperatura t° C zgodnie ze wzorem:

Aby uwzględnić wpływ refrakcji z dużą dokładnością (0,¢¢01 i więcej), teoria refrakcji jest dość złożona i jest omawiana na specjalnych kursach (Yatsenko, Nefedeva A.I. itp.). Funkcjonalnie wartość załamania światła zależy od wielu parametrów: wysokości (H), szerokości geograficznej (j), także temperatury powietrza (t), atmosfery ciśnienie (p), ciśnienie atmosferyczne (B) na drodze wiązki światła od ciała niebieskiego do obserwatora i jest różne dla różnych długości fal widma elektromagnetycznego (l) i każdej odległości od zenitu (z). Nowoczesne obliczenia refrakcji wykonywane są na komputerze.

Należy również zauważyć, że załamanie dzieli się na stopień jego wpływu i uwzględnienia normalne (tabelaryczne) i nienormalne. Dokładność uwzględnienia załamania normalnego zależy od jakości standardowego modelu atmosfery i sięga 0,¢¢01 i więcej do odległości od zenitu nie większych niż 70 stopni. Duże znaczenie ma tutaj wybór miejsca obserwacji – wyżyny, z dobrymi astroklimat i regularny teren, zapewniający brak nachylonych warstw powietrza. Przy pomiarach różnicowych z wystarczającą liczbą gwiazd odniesienia na ramkach CCD można uwzględnić wpływ zmian refrakcji, takich jak dobowe i roczne.

Nieprawidłowa refrakcja, instrumentalne i pawilonowe, są zazwyczaj dość dobrze uwzględniane w systemach gromadzenia danych pogodowych. W przyziemnej warstwie atmosfery (do 50 metrów) stosuje się takie metody, jak umieszczanie czujników pogodowych na masztach i sondowanie. We wszystkich tych przypadkach możliwe jest osiągnięcie dokładności uwzględnienia anomalii refrakcji nie gorszej niż 0,²01. Trudniej jest wyeliminować wpływ fluktuacji refrakcji spowodowanych turbulencjami atmosferycznymi o wysokiej częstotliwości, które mają dominujący wpływ. Z widma mocy drgań wynika, że ​​ich amplituda jest znacząca w zakresie od 15 Hz do 0,02 Hz. Wynika z tego, że optymalny czas rejestracji ciał niebieskich powinien wynosić co najmniej 50 sekund. Wzory empiryczne wyprowadzone przez E. Hegha (e =± 0,²33(T+0,65) - 0,25,

gdzie T to czas rejestracji) i I.G. Kolchinsky (e =1\Ön(± 0,²33(secz) 0,5, gdzie n to liczba momentów rejestracji) pokazują, że przy takim czasie rejestracji dla odległości zenitalnej (z) równej do zera, dokładność położenia (e) gwiazdy wynosi około 0,²06-0,²10.

Według innych szacunków ten rodzaj załamania można uwzględnić poprzez pomiary w ciągu jednej do dwóch minut z dokładnością od 0,03 (A. Yatsenko) do 0,03-0,06 dla gwiazd w zakresie 9-16 mag (I . Reqiume) lub do 0,05 (E.Hog). Obliczenia przeprowadzone w amerykańskim Obserwatorium USNO przez Stone'a i Duna wykazały, że dzięki rejestracji CCD na teleskopie z automatycznym południkiem (pole widzenia 30" x 30" i czas ekspozycji 100 sekund) możliwe jest różnicowe określenie położenia gwiazd za pomocą dokładność 0,²04. Prospektywna ocena przeprowadzona przez amerykańskich astronomów Colavitę, Zachariasa i innych (patrz tabela 7.1) dla obserwacji szerokokątnych w zakresie długości fal widzialnych pokazuje, że stosując technikę dwukolorową możliwe jest osiągnięcie granicy dokładności atmosfery wynoszącej około 0,²01 .

Dla zaawansowanych teleskopów o polu widzenia CCD rzędu 60"x60", wykorzystujących wielokolorowe techniki obserwacyjne, optykę refleksyjną, czy wreszcie wykorzystujących metody różnicowe o dużej gęstości i dokładnych katalogach referencyjnych na poziomie katalogów kosmicznych typu HC i TC

Całkiem możliwe jest osiągnięcie dokładności rzędu kilku milisekund (0,²005).

Refrakcja

Pozorna pozycja gwiazdy nad horyzontem, ściśle rzecz biorąc, różni się od tej obliczonej ze wzoru (1.37). Faktem jest, że promienie światła ciała niebieskiego przed wejściem do oka obserwatora przechodzą przez atmosferę ziemską i załamują się w niej, a ponieważ gęstość atmosfery wzrasta w kierunku powierzchni Ziemi, promień światła (ryc. 19) jest coraz bardziej odchylany w tym samym kierunku wzdłuż zakrzywionej linii, tak że kierunek OM 1 , według którego obserwator O widzi światło, okazuje się być odchylone w stronę zenitu i nie pokrywa się z kierunkiem OM 2 (równolegle maszyna wirtualna), dzięki któremu widziałby światło w przypadku braku atmosfery.

Nazywa się zjawisko załamania promieni świetlnych podczas przechodzenia przez atmosferę ziemską refrakcja astronomiczna.

Narożnik M 1 OM 2 nazywa się kąt załamania Lub refrakcja R. Narożnik ZOM 1 nazywa się widoczny zenitowa odległość źródła światła z", i kąt ZOM 2 - PRAWDA odległość zenitu z.

Bezpośrednio z rys. 19 następuje

z - z”= r lub z = z" + R ,

te. rzeczywista odległość zenitu oprawy jest większa niż widzialna o wielkość załamania światła R . Załamanie niejako unosi oprawę nad horyzont.

Zgodnie z prawem załamania światła wiązka padająca i wiązka załamana leżą w tej samej płaszczyźnie. Dlatego trajektoria promienia MVO i wskazówki OM 2 i OM 1 leżą w tej samej płaszczyźnie pionowej. Dlatego załamanie nie zmienia azymutu oprawy, a ponadto jest równe zeru, jeśli oprawa znajduje się w zenicie.

Jeśli światło osiąga kulminację, wówczas załamanie zmienia tylko jego deklinację i o tę samą wartość, co odległość zenitu, ponieważ w tym przypadku płaszczyzny jego godzin i okręgów pionowych pokrywają się. W innych przypadkach, gdy płaszczyzny te przecinają się pod pewnym kątem, załamanie i

Sklepienie niebieskie, płonące chwałą,
Wygląda tajemniczo z głębin,
I płyniemy, płonąca otchłań
Otoczony ze wszystkich stron.
F. Tyutczew

Lekcja 1/1

Temat: Przedmiot astronomii.

Cel: Podaj pojęcie astronomii - jako nauki, powiązania z innymi naukami; zapoznać się z historią i rozwojem astronomii; przyrządy do obserwacji, cechy obserwacji. Daj wyobrażenie o budowie i skali Wszechświata. Rozważ rozwiązanie problemów w celu znalezienia rozdzielczości, powiększenia i apertury teleskopu. Zawód astronoma i jego znaczenie dla gospodarki narodowej. Obserwatoria. Zadania :
1. Edukacyjny: wprowadzenie pojęć astronomii jako nauki oraz głównych gałęzi astronomii, przedmiotów wiedzy astronomicznej: obiekty kosmiczne, procesy i zjawiska; metody badań astronomicznych i ich cechy; obserwatorium, teleskop i jego różne typy. Historia astronomii i powiązania z innymi naukami. Role i cechy obserwacji. Praktyczne zastosowanie wiedzy astronomicznej i astronautyki.
2. Edukacja: historyczna rola astronomii w kształtowaniu zrozumienia otaczającego świata przez człowieka i rozwoju innych nauk, kształtowanie światopoglądu naukowego studentów w trakcie zaznajomienia się z niektórymi ideami i koncepcjami filozoficznymi i ogólnonaukowymi (materialność, jedność i poznawalność świata, skale i właściwości przestrzenno-czasowe Wszechświata, powszechność działania praw fizycznych we Wszechświecie). Wychowanie patriotyczne podczas oswajania się z rolą nauka rosyjska i technologii w rozwoju astronomii i astronautyki. Edukacja politechniczna i edukacja zawodowa podczas przedstawiania informacji nt praktyczne zastosowanie astronomia i kosmonautyka.
3. Rozwojowy: rozwój zainteresowań poznawczych w przedmiocie. Pokaż, że myśl ludzka zawsze dąży do poznania nieznanego. Kształtowanie umiejętności analizowania informacji, sporządzania schematów klasyfikacyjnych. Wiedzieć: Poziom 1 (standardowy)- pojęcie astronomii, jej główne działy i etapy rozwoju, miejsce astronomii wśród innych nauk oraz praktyczne zastosowanie wiedzy astronomicznej; posiadać wstępną wiedzę na temat metod i narzędzi badań astronomicznych; skala Wszechświata, obiekty kosmiczne, zjawiska i procesy, właściwości teleskopu i jego rodzaje, znaczenie astronomii dla gospodarki narodowej i praktycznych potrzeb ludzkości. Drugi poziom- pojęcie astronomii, systemy, rola i cechy obserwacji, właściwości teleskopu i jego rodzaje, powiązania z innymi obiektami, zalety obserwacji fotograficznych, znaczenie astronomii dla gospodarki narodowej i praktycznych potrzeb ludzkości. Być w stanie: Poziom 1 (standardowy)- korzystać z podręcznika i materiałów pomocniczych, budować schematy prostych teleskopów różne rodzaje, skieruj teleskop na dany obiekt, poszukaj w Internecie informacji na wybrany temat astronomiczny. Drugi poziom- korzystać z podręcznika i materiałów pomocniczych, budować schematy najprostszych teleskopów różnych typów, obliczać rozdzielczość, aperturę i powiększenie teleskopów, prowadzić obserwacje za pomocą teleskopu danego obiektu, szukać w Internecie informacji na wybrany temat astronomiczny.

Sprzęt: F. Yu Siegel „Astronomia w rozwoju”, Teodolit, Teleskop, plakaty „teleskopy”, „Radioastronomia”, d/f. „Co bada astronomia”, „Największe obserwatoria astronomiczne”, film „Astronomia i światopogląd”, „Astrofizyczne metody obserwacji”. Globus ziemski, przezrocza: fotografie Słońca, Księżyca i planet, galaktyk. Płyta CD- „Red Shift 5.1” lub fotografie i ilustracje obiektów astronomicznych z płyty multimedialnej „Multimedia Library for Astronomy”. Pokaż kalendarz Observera na wrzesień (pobrany ze strony Astronet), przykład czasopisma astronomicznego (elektronicznego, np. Nebosvod). Można pokazać fragment filmu Astronomia (część 1, fr. 2 Najstarsza nauka).

Komunikacja międzypodmiotowa: Rozchodzenie się prostoliniowe, odbicie, załamanie światła. Konstrukcja obrazów wytwarzanych przez cienką soczewkę. Kamera (fizyka, klasa VII). Fale elektromagnetyczne i prędkość ich propagacji. Fale radiowe. Chemiczne działanie światła (fizyka, klasa X).

Podczas zajęć:

Rozmowa wprowadzająca (2 min)

1. Podręcznik E. P. Levitana; notatnik ogólny- 48 arkuszy; egzaminy na żądanie.
2. Astronomia to nowa dyscyplina w programie szkolnym, choć z niektórymi zagadnieniami zapoznajesz się pobieżnie.
3. Jak pracować z podręcznikiem.

• przepracuj (nie przeczytaj) akapit
• zagłębić się w istotę, zrozumieć każde zjawisko i proces
• przeanalizuj wszystkie pytania i zadania znajdujące się po akapicie, krótko w swoich notatnikach
• sprawdź swoją wiedzę korzystając z listy pytań na końcu tematu
• Zobacz dodatkowe materiały w Internecie

Wykład (nowy materiał) (30 min) Początek to demonstracja klipu wideo z płyty CD (lub mojej prezentacji).

Astronomia [grecki Astron (astron) - gwiazda, nomos (nomos) - prawo] - nauka o Wszechświecie, kończąca cykl naturalny i matematyczny dyscypliny szkolne. Astronomia bada ruch ciał niebieskich (sekcja „mechanika nieba”), ich naturę (sekcja „astrofizyka”), pochodzenie i rozwój (sekcja „kosmogonia”) [ Astronomia jest nauką o budowie, pochodzeniu i rozwoju ciał niebieskich oraz ich układów =, czyli nauka o przyrodzie]. Astronomia to jedyna nauka, która otrzymała swoją patronkę – Uranię.
Systemy (przestrzeń): - wszystkie ciała we Wszechświecie tworzą układy o różnym stopniu złożoności.

- Słońce i obiekty poruszające się po nim (planety, komety, satelity planet, asteroidy), Słońce jest ciałem samoświecącym, inne ciała, takie jak Ziemia, świecą odbitym światłem. Wiek SS wynosi ~ 5 miliardów lat. /We Wszechświecie istnieje ogromna liczba takich układów gwiezdnych z planetami i innymi ciałami/ Gwiazdy widoczne na niebie , w tym Droga Mleczna - jest to niewielki ułamek gwiazd tworzących Galaktykę (lub naszą galaktykę nazywa się Drogą Mleczną) - układ gwiazd, ich gromad i ośrodek międzygwiazdowy. /Takich galaktyk jest wiele, światło z najbliższych potrzebuje milionów lat, aby do nas dotrzeć. Wiek galaktyk wynosi 10-15 miliardów lat/ Galaktyki łączą się w swego rodzaju klastry (systemy) Wszystkie ciała znajdują się w ciągłym ruchu, zmianach, rozwoju. Planety, gwiazdy, galaktyki mają swoją historię, często sięgającą miliardów lat. Schemat pokazuje systematyczne i odległości: 1 jednostka astronomiczna = 149,6 miliona km(średnia odległość Ziemi od Słońca). 1 szt. (parsek) = 206265 AU = 3,26 św. lata 1 rok świetlny(święty rok) to odległość, jaką promień światła pokonuje z prędkością prawie 300 000 km/s w ciągu 1 roku. 1 rok świetlny to 9,46 miliona milionów kilometrów!

Historia astronomii (można wykorzystać fragment filmu Astronomia (część 1, fr. 2 Najstarsza nauka))
Astronomia to jedna z najbardziej fascynujących i starożytnych nauk o przyrodzie - bada nie tylko teraźniejszość, ale także odległą przeszłość otaczającego nas makrokosmosu, a także czerpie obraz naukowy przyszłość Wszechświata.
Potrzeba wiedzy astronomicznej była podyktowana koniecznością żywotną:

Etapy rozwoju astronomii
1 Świat starożytny(PNE). Filozofia →astronomia →elementy matematyki (geometria).
Starożytny Egipt, starożytna Asyria, starożytni Majowie, Starożytne Chiny, Sumerowie, Babilonia, starożytna Grecja. Naukowcy, którzy wnieśli znaczący wkład w rozwój astronomii: TALES z Miletu(625-547, starożytna Grecja), EVDOKS Knidsky(408-355, starożytna Grecja), ARYSTOTELES(384-322, Macedonia, Starożytna Grecja), Arystarchos z Samos(310-230, Aleksandria, Egipt), ERATOSTENES(276-194, Egipt), HIPPARCHUS z Rodos(190-125, starożytna Grecja).
II Teleskopowy okres. (AD do 1610). Upadek nauki i astronomii. Upadek Cesarstwa Rzymskiego, najazdy barbarzyńców, narodziny chrześcijaństwa. Szybki rozwój Nauka arabska. Odrodzenie nauki w Europie. Współczesny heliocentryczny system struktury świata. Naukowcy, którzy w tym okresie wnieśli znaczący wkład w rozwój astronomii: Klaudiusz Ptolemeusz (Klaudiusz Ptolomeusz)(87-165, dr Rzym), BIRUNI, Abu Reyhan Muhammad ibn Ahmed al-Biruni(973-1048, współczesny Uzbekistan), Mirza Muhammad ibn Shahrukh ibn Timur (Taragaya) ULUGBEK(1394 -1449, współczesny Uzbekistan), Mikołaj KOPERNIUSZ(1473-1543, Polska), Cicho (Tighe) BRAWO(1546-1601, Dania).
III Teleskopowy przed pojawieniem się spektroskopii (1610-1814). Wynalezienie teleskopu i obserwacje z jego pomocą. Prawa ruchu planet. Odkrycie planety Uran. Pierwsze teorie powstania Układu Słonecznego. Naukowcy, którzy w tym okresie wnieśli znaczący wkład w rozwój astronomii: Galileo Galilei(1564-1642, Włochy), Johanna KEPLERA(1571-1630, Niemcy), Jana GAVELIYA (GWELIUSZ) (1611-1687, Polska), Hansa Christiana HUYGENSA(1629-1695, Holandia), Giovanni Dominico (Jean Domenic) CASSINI>(1625-1712, Włochy-Francja), Izaaka Newtona(1643-1727, Anglia), Edmunda Halleya (HALLIE, 1656-1742, Anglia), William (William) Wilhelm Friedrich HERSCHEL(1738-1822, Anglia), Pierre’a Simona LAPLACE’a(1749-1827, Francja).
IV Spektroskopia. Przed zdjęciem. (1814-1900). Obserwacje spektroskopowe. Pierwsze ustalenia odległości do gwiazd. Odkrycie planety Neptun. Naukowcy, którzy w tym okresie wnieśli znaczący wkład w rozwój astronomii: Józefa von Fraunhofera(1787-1826, Niemcy), Wasilij Jakowlewicz (Friedrich Wilhelm Georg) STRASZYŁ(1793-1864, Niemcy-Rosja), George'a Biddella Erie (PRZEWIEWNY, 1801-1892, Anglia), Fryderyka Wilhelma BESSELA(1784-1846, Niemcy), Johanna Gottfrieda HALLE(1812-1910, Niemcy), Williama HEGGINSA (Hugginsa, 1824-1910, Anglia), Angelo SECCHI(1818-1878, Włochy), Fiodor Aleksandrowicz BREDIKHIN(1831-1904, Rosja), Edwarda Charlesa PICKERINGA(1846-1919, USA).
V Nowoczesny okres (1900-obecnie). Rozwój zastosowania fotografii i obserwacji spektroskopowych w astronomii. Rozwiązanie problemu źródła energii gwiazd. Odkrycie galaktyk. Powstanie i rozwój radioastronomii. Badanie przestrzeni kosmicznej. Zobacz więcej szczegółów.

Połączenie z innymi obiektami.
PSS t 20 F. Engels – „Po pierwsze astronomia, która ze względu na pory roku jest absolutnie niezbędna do prac pasterskich i rolniczych. Astronomia może się rozwijać tylko przy pomocy matematyki. Dlatego musiałem zająć się matematyką. Dalej, na pewnym etapie rozwoju rolnictwa w niektórych krajach (pozyskiwanie wody do nawadniania w Egipcie), a zwłaszcza wraz z pojawieniem się miast, dużych budynków i rozwojem rzemiosła, rozwinęła się także mechanika. Wkrótce stanie się to konieczne dla żeglugi i spraw wojskowych. Jest także przekazywana, aby pomóc matematyce i w ten sposób przyczynić się do jej rozwoju.”
Astronomia odegrała w historii nauki tak wiodącą rolę, że wielu naukowców uważa „astronomię za najważniejszy czynnik rozwoju od jej początków – aż do Laplace’a, Lagrange’a i Gaussa” – czerpali z niej zadania i tworzyli metody rozwiązywanie tych problemów. Astronomia, matematyka i fizyka nigdy nie straciły ze sobą związku, co znajduje odzwierciedlenie w działalności wielu naukowców.

		Współdziałanie astronomii i fizyki w dalszym ciągu wpływa na rozwój innych nauk, technologii, energetyki i różnych sektorów gospodarki narodowej. Przykładem jest tworzenie i rozwój astronautyki. Rozwijane są metody zamykania plazmy w ograniczonej objętości, koncepcja plazmy „bezkolizyjnej”, generatory MHD, wzmacniacze promieniowania kwantowego (masery) itp.
	1 - heliobiologia 2 - ksenobiologia 3 - biologia i medycyna kosmiczna 4 - geografia matematyczna 5 - kosmochemia A - astronomia sferyczna B - astrometria B - mechanika niebieska G - astrofizyka D - kosmologia E - kosmogonia F - kosmofizyka	Astronomia i chemiałączą zagadnienia badawcze dotyczące pochodzenia i rozpowszechnienia pierwiastki chemiczne i ich izotopy w przestrzeni, ewolucja chemiczna Wszechświata. Nauka kosmochemia, która powstała na styku astronomii, fizyki i chemii, jest ściśle związana z astrofizyką, kosmogonią i kosmologią, bada skład chemiczny i różnicuje Struktura wewnętrzna ciała kosmiczne, wpływ zjawiska kosmiczne i procesy dotyczące zachodzenia reakcji chemicznych, prawa obfitości i rozmieszczenia pierwiastków chemicznych we Wszechświecie, łączenie się i migracja atomów podczas powstawania materii w przestrzeni, ewolucja składu izotopowego pierwiastków. Dużym zainteresowaniem chemików cieszą się badania procesów chemicznych, które ze względu na swoją skalę lub złożoność są trudne lub całkowicie niemożliwe do odtworzenia w laboratoriach naziemnych (materia we wnętrzach planet, synteza złożonych związki chemiczne w ciemnych mgławicach itp.). Astronomia, geografia i geofizykałączy badanie Ziemi jako jednej z planet Układu Słonecznego, jej podstawowych cech fizycznych (kształt, obrót, rozmiar, masa itp.) oraz wpływu czynników kosmicznych na geografię Ziemi: strukturę i skład wnętrze i powierzchnia Ziemi, rzeźba terenu i klimat, okresowe, sezonowe i długoterminowe, lokalne i globalne zmiany w atmosferze, hydrosferze i litosferze Ziemi - burze magnetyczne, pływy, zmieniające się pory roku, dryft pól magnetycznych, ocieplenie i epoki lodowcowe itp. powstałe w wyniku wpływu zjawisk i procesów kosmicznych ( aktywność słoneczna, obrót Księżyca wokół Ziemi, obrót Ziemi wokół Słońca itp.); a także astronomiczne metody orientacji w przestrzeni i wyznaczania współrzędnych terenu, które nie straciły na znaczeniu. Jedną z nowych nauk była kosmiczna nauka o Ziemi – zespół instrumentalnych badań Ziemi z kosmosu dla celów działalności naukowej i praktycznej. Połączenie astronomia i biologia zdeterminowane ich ewolucyjnym charakterem. Astronomia bada ewolucję obiektów kosmicznych i ich układów na wszystkich poziomach organizacji materii nieożywionej w taki sam sposób, w jaki biologia bada ewolucję materii żywej. Astronomię i biologię łączą problemy powstawania i istnienia życia i inteligencji na Ziemi i we Wszechświecie, problemy ekologii ziemskiej i kosmicznej oraz wpływ procesów i zjawisk kosmicznych na biosferę Ziemi. Połączenie astronomia Z historii i nauk społecznych którzy badają rozwój świata materialnego w jakościowo bardziej jakościowy sposób wysoki poziom o organizacji materii decyduje wpływ wiedzy astronomicznej na światopogląd ludzi oraz rozwój nauki, technologii, rolnictwa, ekonomii i kultury; kwestia wpływu procesów kosmicznych na rozwój społeczny ludzkość pozostaje otwarta. Piękno gwiaździstego nieba wzbudziło myśli o wielkości wszechświata i zainspirowało pisarze i poeci. Obserwacje astronomiczne niosą ze sobą potężny ładunek emocjonalny, ukazują siłę ludzkiego umysłu i jego zdolność rozumienia świata, kultywują poczucie piękna, przyczyniają się do rozwoju myślenia naukowego. Związek astronomii z „nauką o naukach” - filozofia- wyznacza fakt, że astronomia jako nauka ma nie tylko wymiar szczególny, ale także uniwersalny, humanitarny, niesie ze sobą największy wkład w wyjaśnianiu miejsca człowieka i ludzkości we Wszechświecie, w badaniu relacji „człowiek – Wszechświat”. W każdym kosmicznym zjawisku i procesie widoczne są przejawy podstawowych, fundamentalnych praw natury. Na podstawie badań astronomicznych kształtują się zasady poznania materii i Wszechświata oraz najważniejsze uogólnienia filozoficzne. Astronomia wpłynęła na rozwój wszystkich nauk filozoficznych. Nie da się stworzyć fizycznego obrazu świata, który omijałby współczesne wyobrażenia o Wszechświecie – nieuchronnie straci on swoje znaczenie ideologiczne.

Współczesna astronomia jest podstawową nauką fizyczną i matematyczną, której rozwój jest bezpośrednio powiązany z postępem naukowo-technicznym. Do badania i wyjaśniania procesów wykorzystuje się cały współczesny arsenał różnych, nowo powstających gałęzi matematyki i fizyki. Jest również.

Główne gałęzie astronomii:

Astronomia klasyczna	łączy w sobie szereg gałęzi astronomii, których podstawy powstały przed początkiem XX wieku:
	Astrometria:	Astronomia sferyczna	bada pozycję widoczną i własny ruch ciał kosmicznych oraz rozwiązuje problemy związane z wyznaczaniem położenia ciał niebieskich na sferze niebieskiej, sporządzaniem katalogów i map gwiazd oraz teoretycznymi podstawami liczenia czasu.
		Podstawy astrometrii	prowadzi prace nad wyznaczeniem podstawowych stałych astronomicznych oraz teoretycznym uzasadnieniem opracowania podstawowych katalogów astronomicznych.
		Astronomia praktyczna	zajmuje się określaniem czasu i współrzędne geograficzne, świadczy Usługę Czasu, obliczanie i sporządzanie kalendarzy geograficznych i mapy topograficzne; Metody orientacji astronomicznej są szeroko stosowane w nawigacji, lotnictwie i astronautyce.
	Niebiańska mechanika	bada ruch ciał kosmicznych pod wpływem sił grawitacyjnych (w przestrzeni i czasie). Na podstawie danych astrometrycznych, praw mechaniki klasycznej i metody matematyczne badań mechanika nieba określa trajektorie i charakterystykę ruchu ciał kosmicznych i ich układów oraz służy jako teoretyczna podstawa astronautyki.
Współczesna astronomia	Astrofizyka	studia podstawowe Charakterystyka fizyczna i właściwości obiektów kosmicznych (ruch, struktura, skład itp.), procesy kosmiczne i zjawiska kosmiczne, podzielone na liczne działy: astrofizyka teoretyczna; astrofizyka praktyczna; fizyka planet i ich satelitów (planetologia i planetografia); fizyka Słońca; fizyka gwiazd; astrofizyka pozagalaktyczna itp.
	Kosmogonia	bada pochodzenie i rozwój obiektów kosmicznych i ich układów (w szczególności Układu Słonecznego).
	Kosmologia	bada pochodzenie, podstawowe cechy fizyczne, właściwości i ewolucję Wszechświata. Podstawy teoretyczne jej są nowoczesne teorie fizyczne oraz dane z astrofizyki i astronomii pozagalaktycznej.

Obserwacje w astronomii.
Głównym źródłem informacji są obserwacje o ciałach niebieskich, procesach, zjawiskach zachodzących we Wszechświecie, ponieważ nie da się ich dotknąć i przeprowadzić eksperymentów z ciałami niebieskimi (możliwość prowadzenia eksperymentów poza Ziemią powstała dopiero dzięki astronautyce). Mają także tę osobliwość, że do badania dowolnego zjawiska konieczne jest:

• długie okresy czasu i jednoczesna obserwacja powiązanych ze sobą obiektów (przykład: ewolucja gwiazd)
• potrzeba wskazania położenia ciał niebieskich w przestrzeni (współrzędnych), ponieważ wszystkie źródła światła wydają się być daleko od nas (w starożytności powstała koncepcja sfery niebieskiej, która jako całość kręci się wokół Ziemi)

Przykład: Starożytny Egipt, obserwując gwiazdę Sothis (Syriusz), określił początek wylewu Nilu i ustalił długość roku na rok 4240 p.n.e. w 365 dni. Do dokładnych obserwacji potrzebowaliśmy urządzenia.
1). Wiadomo, że Tales z Miletu (624-547, starożytna Grecja) w 595 rpne. po raz pierwszy użył gnomona (pionowego pręta, uważa się, że stworzył go jego uczeń Anaksymander) - pozwoliło to nie tylko pełnić funkcję zegara słonecznego, ale także wyznaczać momenty równonocy, przesilenia, długości roku, szerokości geograficznej obserwacji itp.
2). Już Hipparch (180-125, starożytna Grecja) używał astrolabium, które pozwoliło mu zmierzyć paralaksę Księżyca w 129 rpne, ustalić długość roku na 365,25 dni, określić procesję i skompilować ją w 130 rpne. katalog gwiazd dla 1008 gwiazd itp.
Była laska astronomiczna, astrolabon (pierwszy rodzaj teodolitu), kwadrant itp. Obserwacje prowadzone są w wyspecjalizowanych instytucjach - , powstały na pierwszym etapie rozwoju astronomii przed NE. Ale teraźniejszość badania astronomiczne zaczęło się od wynalazku teleskop w 1609

Teleskop - zwiększa kąt widzenia, z którego widoczne są ciała niebieskie ( rezolucja ) i zbiera wielokrotnie więcej światła niż oko obserwatora ( siła penetrująca ). Dlatego za pomocą teleskopu można badać powierzchnie ciał niebieskich najbliższych Ziemi, niewidocznych gołym okiem, i zobaczyć wiele słabych gwiazd. Wszystko zależy od średnicy obiektywu.Rodzaje teleskopów: I radio(Pokaz teleskopu, plakat „Teleskopy”, schematy). Teleskopy: z historii
= optyczny

1. Teleskopy optyczne ()

	Refraktor(refrakto-refrakcja) - wykorzystuje się załamanie światła w soczewce (refrakcyjne). „Luneta” produkcji holenderskiej [H. Lippersheya]. Według przybliżonego opisu wykonał go w 1609 r. Galileo Galilei i po raz pierwszy wysłał go w niebo w listopadzie 1609 r., a w styczniu 1610 r. odkrył 4 satelity Jowisza. Największy na świecie refraktor został wykonany przez Alvana Clarka (optyka z USA) o średnicy 102 cm (40 cali) i zainstalowany w 1897 roku w Obserwatorium Hyères (niedaleko Chicago). Wykonał także 30-calowy i zainstalował go w 1885 roku w Obserwatorium w Pułkowie (zniszczonym podczas II wojny światowej).
	Reflektor(reflecto-reflect) - do skupiania promieni służy zwierciadło wklęsłe. W 1667 r. I. Newton (1643-1727, Anglia) wynalazł pierwszy teleskop zwierciadlany, średnica zwierciadła wynosiła 2,5 cm przy 41 X zwiększyć. W tamtych czasach lustra robiono ze stopów metali i szybko matowieły. Największy teleskop na świecie. W. Keck zainstalował zwierciadło o średnicy 10 m w 1996 roku (pierwsze z dwóch, ale zwierciadło nie jest monolityczne, ale składa się z 36 zwierciadeł sześciokątnych) w Obserwatorium Mount Kea (Kalifornia, USA). W 1995 roku wprowadzono na rynek pierwszy z czterech teleskopów (średnica lustra 8 m) (Obserwatorium ESO, Chile). Wcześniej największy znajdował się w ZSRR, średnica lustra wynosiła 6 m, zainstalowano w Obwód Stawropolski(Góra Pastuchow, h=2070m) w Specjalnym Obserwatorium Astrofizycznym Akademii Nauk ZSRR (teleskop monolityczny zwierciadło 42t, 600t, gwiazdy można zobaczyć na 24m).
	Lustro-obiektyw. B.V. SCHMIDT(1879-1935, Estonia) zbudowany w 1930 r. (aparat Schmidta) o średnicy obiektywu 44 cm, dużej aperturze, bez komy i dużym polu widzenia, umieszczając szklaną płytkę korekcyjną przed zwierciadłem sferycznym. W 1941 r D.D. Maksutow(ZSRR) wykonał menisk, korzystny z krótką rurą. Używany przez astronomów-amatorów. W 1995 roku oddano do użytku pierwszy teleskop z 8-metrowym zwierciadłem (z 4) o podstawie 100 m dla interferometru optycznego (pustynia ATACAMA, Chile; ESO). W 1996 roku pierwszy teleskop o średnicy 10 m (z dwóch o podstawie 85 m) otrzymał imię. W. Keck wprowadzony do Obserwatorium Mount Kea (Kalifornia, Hawaje, USA) amator teleskopy

• bezpośrednie obserwacje
• fotografia (astrograf)
• fotoelektryczny - czujnik, fluktuacja energii, promieniowanie
• spektralne - dostarczają informacji o temperaturze, składzie chemicznym, pola magnetyczne, ruchy ciał niebieskich.

Obserwacje fotograficzne (w porównaniu z wizualnymi) mają zalety:

1. Dokumentacja to zdolność do rejestrowania zachodzących zjawisk i procesów oraz zatrzymywania otrzymanych informacji przez długi czas.
2. Natychmiastowość to zdolność do rejestrowania zdarzeń krótkotrwałych.
3. Panoramiczny - możliwość uchwycenia kilku obiektów jednocześnie.
4. Integralność to zdolność do akumulacji światła ze słabych źródeł.
5. Szczegół - możliwość zobaczenia szczegółów obiektu na obrazie.

W astronomii odległość między ciałami niebieskimi mierzy się za pomocą kąta → odległości kątowej: stopnie - 5 o,2, minuty - 13", 4, sekundy - 21",2 zwykłym okiem widzimy w pobliżu 2 gwiazdy ( rezolucja), jeśli odległość kątowa wynosi 1-2”. Kąt, pod którym widzimy średnicę Słońca i Księżyca, wynosi ~ 0,5 o = 30”.

• Przez teleskop widzimy jak najwięcej: ( rezolucja) α= 14"/D Lub α= 206265·λ/D[Gdzie λ jest długością fali światła, oraz D- średnica obiektywu teleskopu] .
• Nazywa się ilość światła zbieranego przez soczewkę współczynnik przysłony. Otwór mi=~S (lub D 2) soczewki. E=(D/d xp ) 2 , Gdzie D xp – średnica źrenicy człowieka w normalnych warunkach wynosi 5mm (maksymalnie w ciemności 8mm).
• Zwiększyć teleskop = Ogniskowa soczewki/Ogniskowa okularu. W=F/f=β/α.

Przy dużym powiększeniu >500x widoczne są drgania powietrza, dlatego teleskop należy umieścić jak najwyżej w górach i tam, gdzie niebo często jest bezchmurne, a jeszcze lepiej poza atmosferą (w kosmosie).
Zadanie (samodzielnie - 3 min): Dla teleskopu zwierciadlanego o średnicy 6m znajdującego się w Specjalnym Obserwatorium Astrofizycznym (na północnym Kaukazie) wyznaczyć rozdzielczość, aperturę i powiększenie w przypadku użycia okularu o ogniskowej 5cm (F=24m). [ Ocena pod względem szybkości i poprawności rozwiązania] Rozwiązanie: α= 14 "/600 ≈ 0,023"[przy α= 1" pudełko zapałek jest widoczne z odległości 10 km]. E=(D/d xp) 2 =(6000/5) 2 = 120 2 =14400[zbiera tyle razy więcej światła niż oko obserwatora] W=F/f=2400/5=480 2. Teleskopy radiowe - zalety: o każdej pogodzie i porze dnia można obserwować obiekty niedostępne dla obiektów optycznych. Są to miski (podobne do lokalizatora. Plakat „Radioteleskopy”). Radioastronomia rozwinęła się po wojnie. Największymi obecnie radioteleskopami są stały RATAN-600 w Rosji (uruchomiony w 1967 r., 40 km od teleskopu optycznego, składa się z 895 pojedynczych zwierciadeł o wymiarach 2,1x7,4 m i ma zamknięty pierścień o średnicy 588 m) , Arecibo (Puerto Rico, 305 m - betonowa misa wygasłego wulkanu, wprowadzona w 1963 r.). Z mobilnych mają dwa radioteleskopy z czaszą 100m.

Ciała niebieskie wytwarzają promieniowanie: światło, podczerwień, ultrafiolet, fale radiowe, promieniowanie rentgenowskie, promieniowanie gamma. Ponieważ atmosfera zakłóca przenikanie promieni do ziemi z λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то последнее время на орбиту Земли выводятся телескопы и целые орбитальные обсерватории : (т.е развиваются внеатмосферные наблюдения).

l. Mocowanie materiału .
Pytania:

1. Jakie informacje astronomiczne zdobywałeś na kursach z innych przedmiotów? (historia naturalna, fizyka, historia itp.)
2. Jaka jest specyfika astronomii na tle innych nauk przyrodniczych?
3. Jakie znasz rodzaje ciał niebieskich?
4. Planety. Ile, jak mówią, kolejność ułożenia, największa itp.
5. Jakie znaczenie ma dziś astronomia w gospodarce narodowej?

Wartości w gospodarce narodowej:
- Orientacja według gwiazd w celu określenia boków horyzontu
- Nawigacja (nawigacja, lotnictwo, astronautyka) - sztuka odnajdywania drogi przez gwiazdy
- Eksploracja Wszechświata w celu zrozumienia przeszłości i przewidywania przyszłości
- Kosmonautyka:
- Eksploracja Ziemi w celu zachowania jej wyjątkowej przyrody
- Pozyskiwanie materiałów niemożliwych do uzyskania w warunkach lądowych
- Prognoza pogody i przewidywanie katastrof
- Ratowanie statków znajdujących się w niebezpieczeństwie
- Badania innych planet w celu przewidywania rozwoju Ziemi
Wynik:

1. Czego nowego się nauczyłeś? Czym jest astronomia, przeznaczenie teleskopu i jego rodzaje. Cechy astronomii itp.
2. Konieczne jest pokazanie użycia płyty CD „Red Shift 5.1”, Kalendarza Observera, przykładowego czasopisma astronomicznego (elektronicznego, np. Nebosvod). Pokaż w Internecie, Astrotop, portal: Astronomia V Wikipedia, - za pomocą którego możesz uzyskać informacje na interesujący Cię temat lub je znaleźć.
3. Oceny.

Praca domowa: Wprowadzenie, §1; pytania i zadania do samokontroli (str. 11), nr 6 i 7 sporządź diagramy, najlepiej na zajęciach; s. 29-30 (s. 1-6) - myśli główne.
Studiując szczegółowo materiał na temat instrumentów astronomicznych, możesz zadawać uczniom pytania i zadania:
1. Określ główne cechy teleskopu G. Galileusza.
2. Jakie są zalety i wady konstrukcji optycznej refraktora Galileusza w porównaniu z konstrukcją optyczną refraktora Keplera?
3. Określ główne cechy BTA. Ile razy mocniejsze jest BTA niż MSR?
4. Jakie zalety mają teleskopy instalowane na pokładzie statku kosmicznego?
5. Jakie warunki musi spełniać teren pod budowę obserwatorium astronomicznego?

Lekcję przygotowali członkowie koła „Technologie internetowe” w 2002 roku: Prytkov Denis (10. klasa) I Disenova Anna (9. klasa). Zmieniono 01.09.2007

„Planetarium” 410,05 MB		Zasób pozwala na zainstalowanie go na komputerze nauczyciela lub ucznia pełna wersja innowacyjny kompleks edukacyjno-metodyczny „Planetarium”. „Planetarium” – wybór artykułów tematycznych – przeznaczone jest do wykorzystania przez nauczycieli i uczniów na lekcjach fizyki, astronomii czy nauk przyrodniczych w klasach 10-11. Podczas instalowania kompleksu zaleca się używanie tylko angielskie litery w nazwach folderów.
Materiały demonstracyjne 13,08 MB		Zasób reprezentuje materiały demonstracyjne innowacyjnego kompleksu edukacyjno-metodologicznego „Planetarium”.
Planetarium 2,67 mb		Zasób ten to interaktywny model planetarium, który umożliwia badanie gwiaździstego nieba poprzez pracę z tym modelem. Aby w pełni wykorzystać zasób, należy zainstalować wtyczkę Java
Lekcja	Temat lekcji	Opracowanie lekcji w zbiorze TsOR	Grafika statystyczna z TsOR
Lekcja 1	Przedmiot astronomii	Temat 1. Przedmiot astronomii. Konstelacje. Orientacja na gwiaździste niebo 784,5 kb 127,8 kb 450,7 kb Skala fal elektromagnetycznych z odbiornikami promieniowania 149,2 kb

1. Konieczność śledzenia czasu (kalendarz). (Starożytny Egipt - zauważono związek ze zjawiskami astronomicznymi)
2. Odnalezienie drogi przez gwiazdy, zwłaszcza dla żeglarzy (pierwsze żaglowce pojawiły się 3 tysiące lat p.n.e.)
3. Ciekawostką jest zrozumienie bieżących zjawisk i oddanie ich na swoje usługi.
4. Dbanie o swój los, który dał początek astrologii.

Astronomia to jedna z najbardziej tajemniczych i interesujących nauk. Mimo że astronomii uczy się obecnie w szkołach najwyżej kilka lekcji, ludzie nadal się nią interesują. Dlatego zaczynając od tego przesłania rozpocznę serię postów poświęconych podstawom tej nauki i ciekawym zagadnieniom, jakie napotykam podczas jej studiowania.

Krótka historia astronomii

Podnieś głowę i spójrz w niebo, starożytny człowiek Prawdopodobnie nie raz zastanawiałem się, jakie nieruchome „świetliki” znajdują się na niebie. Obserwując je, ludzie związali niektórych Zjawiska naturalne(na przykład zmiana pór roku) ze zjawiskami niebieskimi i przypisywał tym ostatnim właściwości magiczne. Na przykład w starożytnym Egipcie wylew Nilu zbiegł się z pojawieniem się na niebie najjaśniejszej gwiazdy Syriusza (lub Sothis, jak ją nazywali Egipcjanie). W związku z tym wymyślili kalendarz - rok „sotyczny” to przerwa między dwoma wzniesieniami (pojawieniem się na niebie) Syriusza. Dla wygody rok podzielono na 12 miesięcy po 30 dni każdy. Pozostałe 5 dni (w roku jest odpowiednio 365 dni, 12 miesięcy po 30 dni to 360, pozostało 5 „dodatkowych” dni) uznano za święta.

Babilończycy poczynili znaczny postęp w astronomii (i astrologii). W ich matematyce stosowano 60-cyfrowy system liczbowy (zamiast naszego dziesiętnego systemu liczbowego, jak gdyby starożytni Babilończycy mieli 60 palców), stąd właśnie wzięła się prawdziwa kara dla astronomów – 60-sto rzędowa reprezentacja jednostek czasu i kąta. W 1 godzinie jest 60 minut (a nie 100!!!), 60 minut w 1 stopniu, cała kula ma 360 stopni (nie 1000!). Ponadto to Babilończycy zidentyfikowali zodiak na sferze niebieskiej:

Sfera niebieska to wyimaginowana sfera pomocnicza o dowolnym promieniu, na którą rzutowane są ciała niebieskie: służy do rozwiązywania różnych problemów astrometrycznych. Za środek sfery niebieskiej zwykle uważa się oko obserwatora. Dla obserwatora na powierzchni Ziemi obrót sfery niebieskiej odzwierciedla codzienny ruch opraw na niebie.

Babilończycy znali 7 „planet” - Słońce, Księżyc, Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Prawdopodobnie to oni wprowadzili siedmiodniowy tydzień – każdy dzień takiego tygodnia poświęcony był konkretnemu ciału niebieskiemu. Babilończycy nauczyli się także przewidywać zaćmienia, co kapłani w niezwykły sposób wykorzystywali, zwiększając wiarę zwykłych ludzi w ich rzekomo nadprzyrodzone zdolności.

Co jest na niebie?

Przede wszystkim zdefiniujmy nasze „Przemówienie ekumeniczne” (ważne dla Rosjan):

• państwo: Rosja
• planeta Ziemia
• układ: słoneczny
• Galaktyka: Droga Mleczna
• grupa: Grupa lokalna
• gromada: Supergromada w Pannie
• Metagalatyka
• Nasz Wszechświat

Co oznaczają te wszystkie piękne słowa?

Układ Słoneczny

Ty i ja żyjemy na jednej z ośmiu dużych planet krążących wokół Słońca. Słońce jest gwiazdą, czyli dość dużym ciałem niebieskim, w którym zachodzą reakcje termojądrowe (gdzie się okazuje baaaardzo dużo energia).

Planeta to ciało niebieskie o kształcie kulistym (na tyle masywne, że może przyjąć taki kształt pod wpływem grawitacji), na którym właśnie te reakcje nie zachodzą. Istnieje tylko osiem głównych planet:

1. Rtęć
2. Wenus
3. Ziemia
4. Jowisz
5. Saturn
6. Neptun

Niektóre planety (a dokładniej wszystkie z wyjątkiem Merkurego i Wenus) mają satelity - poruszające się małe „planety”. wielka planeta. Satelita Ziemi to Księżyc, którego piękną powierzchnię pokazuje pierwsze zdjęcie.

W Układzie Słonecznym występują także planety karłowate - małe ciało o niemal kulistym kształcie, które nie jest satelitą dużej planety i nie może „oczyścić” swojej ścieżki w Układzie Słonecznym (ze względu na brak masy). NA ten moment Istnieje 5 znanych planet karłowatych, z których jedna, Pluton, była uważana za dużą planetę przez ponad 70 lat:

1. Pluton
2. Ceres
3. Haumea
4. Makemake
5. Eris

Również w Układzie Słonecznym znajdują się bardzo małe ciała niebieskie, podobne składem do planet - asteroidy. Są one dystrybuowane głównie w główny pas asteroid, pomiędzy Marsem a Jowiszem.

I oczywiście są komety - „gwiazdy z ogonami”, jak wierzyli starożytni, zwiastuny niepowodzenia. Składają się głównie z lodu i mają duży i piękny ogon. Jedna z tych komet, Kometa Hale'a-Boppa (nazwana na cześć Hale'a i Boppa), którą wielu ludzi na Ziemi mogło zobaczyć na niebie w 1997 roku.

droga Mleczna

Ale nasz Układ Słoneczny jest jednym z wielu innych układów planetarnych Galaktyka drogi mlecznej(lub Droga Mleczna). Galaktyka to duża liczba gwiazd i innych ciał obracających się wokół wspólnego środka masy pod wpływem grawitacji (komputerowy model Galaktyki pokazano na rysunku po lewej). Rozmiar galaktyki w porównaniu z naszym Układem Słonecznym jest naprawdę ogromny – około 100 000 lat świetlnych. Oznacza to, że zwykłe światło, poruszające się z największą prędkością we Wszechświecie, będzie potrzebować stu tysięcy (!!!) lat, aby przelecieć z jednego krańca Galaktyki na drugi. To fascynujące – patrząc w niebo, w gwiazdy, patrzymy głęboko w przeszłość – wszak docierające do nas teraz światło powstało na długo przed pojawieniem się ludzkości, a od szeregu gwiazd – na długo przed pojawieniem się Ziemi .

Sama Droga Mleczna przypomina spiralę z „płytą” pośrodku. Rolę „ramion” spirali pełnią gromady gwiazd. W sumie w Galaktyce jest od 200 do 400 miliardów (!) gwiazd. Naturalnie nasza Galaktyka również nie jest sama we Wszechświecie. Jest częścią tzw Grupa lokalna ale o tym następnym razem!

Przydatne problemy astronomiczne

1. Oszacuj, czego jest więcej – gwiazd w Galaktyce czy komarów na Ziemi?
2. Oszacuj, ile gwiazd jest w Galaktyce na osobę?
3. Dlaczego w nocy jest ciemno?

Przestrzeń – przestrzeń pozbawiona powietrza – nie ma początku ani końca. W nieskończonej kosmicznej pustce tu i ówdzie znajdują się gwiazdy, pojedynczo i w grupach. Małe grupy składające się z dziesiątek, setek lub tysięcy gwiazd nazywane są gromadami gwiazd. Są częścią gigantycznych (miliony i miliardy gwiazd) supergromad gwiazd zwanych galaktykami. W naszej Galaktyce jest około 200 miliardów gwiazd. Galaktyki to maleńkie wyspy gwiazd na nieskończonym oceanie przestrzeni zwanym Wszechświatem.

Całe gwiaździste niebo astronomowie tradycyjnie dzielą na 88 sekcji - konstelacje, które mają pewne granice. Wszystkie ciała kosmiczne widoczne w granicach danej konstelacji zaliczają się do tej konstelacji. W rzeczywistości gwiazdy w konstelacjach nie są w żaden sposób połączone ani ze sobą, ani z Ziemią, a zwłaszcza z ludźmi na Ziemi. Widzimy je tylko w tej części nieba. Istnieją konstelacje nazwane na cześć zwierząt, przedmiotów i ludzi. Musisz znać kontury i umieć znajdować konstelacje na niebie: Major i Mała Niedźwiedzica, Kasjopeja, Orion, Lira, Orzeł, Łabędź, Lew. Najbardziej Jasna gwiazda na gwiaździstym niebie - Syriusz.

Wszystkie zjawiska w przyrodzie zachodzą w przestrzeni. Przestrzeń widoczna wokół nas na powierzchni Ziemi nazywa się horyzontem. Granicę przestrzeni widzialnej, w której niebo zdaje się stykać z powierzchnią ziemi, nazywa się linią horyzontu. Jeśli wejdziesz na wieżę lub górę, horyzont się rozszerzy. Jeśli pójdziemy do przodu, linia horyzontu odsunie się od nas. Dotarcie do linii horyzontu jest niemożliwe. Na płaskim, otwartym ze wszystkich stron miejscu, linia horyzontu ma kształt koła. Istnieją 4 główne strony horyzontu: północ, południe, wschód i zachód. Pomiędzy nimi znajdują się środkowe strony horyzontu: północny wschód, południowy wschód, południowy zachód i północny zachód. Na diagramach zwyczajowo wskazuje się północ na górze. Liczba pokazująca, ile razy zmniejszają się (zwiększają) rzeczywiste odległości na rysunku, nazywa się skalą. Skalę stosuje się przy konstruowaniu planów i map. Plan obszaru sporządzany jest w dużej skali, a mapy w małej skali.

Orientacja oznacza znajomość swojego położenia względem znanych obiektów, możliwość określenia kierunku ścieżki wzdłuż znanych stron horyzontu. W południe Słońce znajduje się nad punktem południowym, a południowy cień obiektów skierowany jest na północ. Nawigować według Słońca można tylko przy dobrej pogodzie. Kompas to urządzenie służące do wyznaczania stron horyzontu. Za pomocą kompasu możesz określić boki horyzontu przy każdej pogodzie, w dzień i w nocy. Główną częścią kompasu jest namagnesowana igła. Jeśli nie jest wspierana przez bezpiecznik, strzałka zawsze znajduje się wzdłuż linii północ-południe. Boki horyzontu można również określić na podstawie cech lokalnych: pojedynczych drzew, mrowisk, pniaków. Aby poprawnie nawigować, musisz używać kilku lokalnych znaków.

W gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy łatwo jest znaleźć Gwiazdę Północną. Polaris to słaba gwiazda. Znajduje się zawsze nad północną stroną horyzontu i nigdy nie wychodzi poza horyzont. Przez gwiazda Północna w nocy możesz określić boki horyzontu: jeśli staniesz twarzą w twarz z Gwiazdą Polarną, północ będzie z przodu, południe z tyłu, wschód po prawej stronie, a zachód po lewej stronie.

Gwiazdy to ogromne, gorące kule gazu. W bezksiężycową noc gołym okiem widać 3000 gwiazd. Są to najbliższe, najgorętsze i największe gwiazdy. Są podobne do Słońca, ale znajdują się miliony i miliardy razy dalej od nas niż Słońce. Dlatego postrzegamy je jako świetliste punkty. Można powiedzieć, że gwiazdy to odległe słońca. Nowoczesna rakieta wystrzelona z Ziemi może dotrzeć do najbliższej gwiazdy dopiero po setkach tysięcy lat. Inne gwiazdy są jeszcze dalej od nas. Miliony gwiazd można obserwować za pomocą instrumentów astronomicznych - teleskopów. Teleskop zbiera światło z ciał kosmicznych i zwiększa ich pozorny rozmiar. Przez teleskop można zobaczyć słabe gwiazdy niewidoczne gołym okiem, ale nawet przez najpotężniejszy teleskop wszystkie gwiazdy wyglądają jak świecące punkty, tylko jaśniejsze.

Gwiazdy nie są tej samej wielkości: niektóre są dziesiątki razy większe od Słońca, inne są setki razy mniejsze. Inna jest także temperatura gwiazd. Jego kolor zależy od temperatury zewnętrznych warstw gwiazdy. Najzimniejsze gwiazdy są czerwone, najgorętsze niebieskie. Im cieplej i więcej gwiazdek, tym jaśniej świeci.

Słońce jest ogromną, gorącą kulą gazu. Słońce jest 109 razy większe od Ziemi pod względem średnicy i 333 000 razy większe od Ziemi pod względem masy. Wewnątrz Słońca zmieściłoby się ponad milion kul ziemskich. Słońce jest najbliższą nam gwiazdą, ma średnią wielkość i średnią temperaturę. Słońce jest żółtą gwiazdą. Słońce świeci, ponieważ zachodzą w nim reakcje atomowe. Temperatura na powierzchni Słońca wynosi 6000 stopni° C. W tej temperaturze wszystkie substancje znajdują się w specjalnym stanie gazowym. Temperatura wzrasta wraz z głębokością i w centrum Słońca, gdzie zachodzą reakcje atomowe, osiąga 15 000 000 °C. Astronomowie i fizycy badają Słońce i inne gwiazdy, aby ludzie na Ziemi mogli budować reaktory jądrowe, które mogą zaspokoić całe zapotrzebowanie energetyczne ludzkości.

Gorąca substancja emituje światło i ciepło. Światło porusza się z prędkością około 300 000 km/s. Światło podróżuje ze Słońca na Ziemię w ciągu 8 minut i 19 sekund. Światło rozchodzi się po linii prostej od dowolnego świecącego obiektu. Większość otaczających je ciał nie emituje własnego światła. Widzimy je, ponieważ pada na nie światło ciał świetlistych. Dlatego mówią, że świecą odbitym światłem.

Słońce ma bardzo ważne dla życia na Ziemi. Słońce oświetla i ogrzewa Ziemię i inne planety w taki sam sposób, w jaki ogień oświetla i ogrzewa ludzi siedzących wokół niego. Gdyby Słońce zgasło, Ziemię pogrążyłaby ciemność. Rośliny i zwierzęta wymrą z powodu ekstremalnego zimna. Promienie słoneczne nagrzewają powierzchnię ziemi w różny sposób. Im wyżej Słońce znajduje się nad horyzontem, tym bardziej powierzchnia się nagrzewa i tym wyższa jest temperatura powietrza. Najwyższą pozycję Słońca obserwuje się na równiku. Od równika do biegunów wysokość Słońca maleje, a dopływ ciepła maleje. Wokół biegunów Ziemi lód nigdy się nie topi, panuje wieczna zmarzlina.

Ziemia, na której żyjemy, jest ogromną kulą, ale trudno ją zauważyć. Dlatego przez długi czas wierzono, że Ziemia jest płaska i pokryta jest od góry, niczym czapka, solidnym i przezroczystym sklepieniem nieba. Następnie ludzie otrzymali wiele dowodów na kulistość Ziemi. Mniejszy model Ziemi nazywany jest globusem. Globus przedstawia kształt Ziemi i jej powierzchnię. Jeśli przeniesiesz obraz powierzchni Ziemi z globusa na mapę i warunkowo podzielisz go na dwie półkule, otrzymasz mapę półkul.

Ziemia jest wielokrotnie mniejsza od Słońca. Średnica Ziemi wynosi około 12 750 km. Ziemia krąży wokół Słońca w odległości około 150 000 000 km. Każda rewolucja nazywa się rokiem. Rok ma 12 miesięcy: styczeń, luty, marzec, kwiecień, maj, czerwiec, lipiec, sierpień, wrzesień, październik, listopad i grudzień. Każdy miesiąc ma 30 lub 31 dni (luty ma 28 lub 29 dni). Rok ma 365 pełnych dni i kilka godzin więcej.

Wcześniej wierzono, że wokół Ziemi krąży małe Słońce. Polski astronom Mikołaj Kopernik twierdził, że Ziemia krąży wokół Słońca. Giordano Bruno to włoski naukowiec, który wspierał ideę Kopernika, za co został spalony przez inkwizytorów.

Ziemia obraca się z zachodu na wschód wokół wyimaginowanej linii - osi, a z powierzchni wydaje nam się, że Słońce, Księżyc i gwiazdy poruszają się po niebie ze wschodu na zachód. Gwiaździste niebo obraca się jako jedna całość, podczas gdy gwiazdy zachowują swoje położenie względem siebie. Gwiaździste niebo wykonuje 1 obrót w tym samym czasie, w jakim Ziemia wykonuje 1 obrót wokół własnej osi.

Po stronie oświetlonej przez Słońce jest dzień, a po stronie cienia jest noc. Gdy Ziemia się obraca, wystawia promienie słoneczne najpierw na jedną, a następnie na drugą stronę. W ten sposób następuje zmiana dnia i nocy. W ciągu 1 dnia Ziemia wykonuje 1 obrót wokół własnej osi. Doba trwa 24 godziny. Godzina jest podzielona na 60 minut. Minuta jest podzielona na 60 sekund. Dzień jest jasną porą dnia, noc jest ciemną porą dnia. Dzień i noc tworzą dzień („dzień i noc – dzień wolny”).

Punkty, w których oś dociera do powierzchni Ziemi, nazywane są biegunami. Są dwa z nich – północny i południowy. Równik to wyimaginowana linia, która biegnie wzdłuż równa odległość od biegunów i dzieli kulę ziemską na półkulę północną i południową. Długość równika wynosi 40 000 km.

Oś obrotu Ziemi jest nachylona do orbity Ziemi. Z tego powodu wysokość Słońca nad horyzontem oraz długość dnia i nocy w tym samym obszarze Ziemi zmieniają się w ciągu roku. Im wyżej Słońce znajduje się nad horyzontem, tym dłużej trwa dzień. Od 22 grudnia do 22 czerwca wysokość Słońca w południe wzrasta, długość dnia wzrasta, następnie wysokość Słońca maleje i dzień staje się krótszy. W związku z tym w roku wyróżniono 4 pory roku: lato – gorąco, z krótkie noce i długie dni, i słońce wschodzące wysoko nad horyzontem; zima – mroźna, z krótkimi dniami i długimi nocami, ze słońcem wschodzącym nisko nad horyzontem; wiosna to pora przejściowa z zimy na lato; jesień to pora przejściowa z lata na zimę. Każda pora roku ma 3 miesiące: lato - czerwiec, lipiec, sierpień; jesień – wrzesień, październik, listopad; zima – grudzień, styczeń, luty; wiosna – marzec, kwiecień, maj. Kiedy na półkuli północnej Ziemi jest lato, na półkuli południowej jest zima. I wzajemnie.

Po orbicie wokół Słońca porusza się 8 ogromnych ciał kulistych. Niektóre z nich są większe od Ziemi, inne mniejsze. Ale wszystkie są znacznie mniejsze od Słońca i nie emitują własnego światła. To są planety. Ziemia jest jedną z planet. Planety świecą odbitym światłem słonecznym, dzięki czemu możemy je zobaczyć na niebie. Planety poruszają się w różnych odległościach od Słońca. Planety znajdują się od Słońca w następującej kolejności: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Największa planeta, Jowisz, ma 11 razy większą średnicę niż Ziemia i 318 razy większą masę. Najmniejsza z głównych planet, Merkury, ma 3 razy mniejszą średnicę niż Ziemia.

Im bliżej Słońca znajduje się planeta, tym jest na niej cieplej, a im dalej od Słońca, tym jest zimniej. W południe powierzchnia Merkurego nagrzewa się do +400°C. Najdalsza z głównych planet, Neptun, schładza się do -200°C.

Im bliżej Słońca znajduje się planeta, tym krótsza jest jej orbita i tym szybciej planeta krąży wokół Słońca. Ziemia wykonuje 1 obrót wokół Słońca w ciągu 1 roku lub 365 dni 5 godzin 48 minut 46 sekund. Dla wygody kalendarza co 3 „proste” lata po 365 dni wliczony jest 1 rok „przestępny” o długości 366 dni. Na Merkurym rok trwa tylko 88 ziemskich dni. Na Neptunie 1 rok trwa 165 lat. Wszystkie planety obracają się wokół swoich osi, niektóre szybciej, inne wolniej.

Duże planety krążą wokół swoich satelitów. Satelity są podobne do planet, ale mają znacznie mniejszą masę i rozmiar.

Ziemia ma tylko 1 satelitę - Księżyc. Na niebie rozmiary Księżyca i Słońca są w przybliżeniu takie same, chociaż Słońce ma 400 razy większą średnicę niż Księżyc. Dzieje się tak, ponieważ Księżyc znajduje się 400 razy bliżej Ziemi niż Słońce. Księżyc nie emituje własnego światła. Widzimy go, ponieważ świeci odbitym światłem słonecznym. Jeśli zgasło Słońce, zgasł także Księżyc. Księżyc krąży wokół Ziemi w taki sam sposób, w jaki Ziemia krąży wokół Słońca. Księżyc uczestniczy w codziennym ruchu gwiaździstego nieba, jednocześnie powoli przechodząc z jednej konstelacji do drugiej. Księżyc zmienia swój wygląd na niebie (fazy) od jednego nowiu do drugiego w ciągu 29,5 dnia, w zależności od tego, jak oświetla go Słońce. Księżyc obraca się wokół własnej osi, więc na Księżycu następuje również zmiana dnia i nocy. Jednak doba na Księżycu nie trwa 24 godziny, jak na Ziemi, ale 29,5 ziemskiego dnia. Dzień na Księżycu trwa dwa tygodnie, a noc dwa tygodnie. Kamienna kula księżycowa po słonecznej stronie nagrzewa się do +170°C.

Z Ziemi na Księżyc 384 000 km. Księżyc jest ciałem kosmicznym położonym najbliżej Ziemi. Księżyc jest 4 razy mniejszy od Ziemi pod względem średnicy i 81 razy mniejszy od masy. Księżyc wykonuje jeden obrót wokół Ziemi w ciągu 27 ziemskich dni. Księżyc zawsze jest zwrócony w stronę Ziemi tą samą stroną. Z Ziemi nigdy nie widzimy drugiej strony. Ale za pomocą automatycznych stacji udało się sfotografować niewidoczną stronę Księżyca. Łunochodowie podróżowali po Księżycu. Pierwszą osobą, która postawiła stopę na powierzchni Księżyca, był Amerykanin Neil Armstrong (w 1969 r.).

Księżyc - naturalny satelita Ziemia. „Naturalny” oznacza stworzony przez naturę. W 1957 roku wystrzelono w naszym kraju pierwszego sztucznego satelitę Ziemi. „Sztuczne” oznacza wykonane przez ludzi. Obecnie wokół Ziemi krąży kilka tysięcy sztucznych satelitów. Poruszają się po orbitach w różnych odległościach od Ziemi. Satelity są potrzebne do przewidywania pogody, kompilowania dokładne mapy geograficzne, kontrola ruchu lodu w oceanach, za wywiad wojskowy, aby transmitować programy telewizyjne, realizują komunikację komórkową z telefonów komórkowych.

Przez teleskop widać na Księżycu góry i równiny – tzw. księżycowe morza i kratery. Kratery to wgłębienia utworzone z dużych i małych meteorytów spadających na Księżyc. Na Księżycu nie ma wody ani powietrza. Dlatego nie ma tam życia.

Mars ma dwa małe księżyce. Najwięcej satelitów ma Jowisz - 63. Merkury i Wenus nie mają satelitów.

17. Pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza wokół Słońca krąży kilkaset tysięcy asteroid i bloków z żelaza i kamienia. Sama średnica duża asteroida około 1000 km, a najmniejsza znana to około 500 metrów.

Z daleka od granic Układu Słonecznego od czasu do czasu do Słońca zbliżają się ogromne komety (ogoniaste źródła światła). Jądra komet to lodowe bloki zestalonych gazów, w których zamrożone są cząstki stałe i skały. Im bliżej Słońca, tym jest cieplej. Dlatego też, gdy kometa zbliża się do Słońca, jej jądro zaczyna parować. Ogon komety to strumień gazów i cząstek pyłu. Ogon komety powiększa się, gdy kometa zbliża się do Słońca, i kurczy się, gdy kometa oddala się od Słońca. Z biegiem czasu komety rozpadają się. W przestrzeni kosmicznej unosi się mnóstwo pozostałości po kometach i asteroidach. Czasem spadają na Ziemię. Fragmenty asteroid i komet spadające na Ziemię lub inną planetę nazywane są meteorytami.

Wewnątrz Układu Słonecznego wokół Słońca krąży wiele małych kamyków i cząstek pyłu wielkości główki szpilki – ciał meteorytów. Wpadając z dużą prędkością do atmosfery ziemskiej, nagrzewają się w wyniku tarcia z powietrzem i płoną wysoko na niebie, a ludziom wydaje się, że gwiazda spadła z nieba. Zjawisko to nazywane jest meteorem.

Słońce i wszystkie krążące wokół niego ciała kosmiczne – planety wraz z ich satelitami, asteroidami, kometami, meteoroidami – tworzą Układ Słoneczny. Inne gwiazdy nie są częścią Układu Słonecznego.

Słońce, Ziemia, Księżyc i gwiazdy to ciała kosmiczne. Ciała kosmiczne są bardzo różnorodne: od małego ziarenka piasku po ogromne Słońce. Astronomia jest nauką o ciałach kosmicznych. Aby je zbadać, buduje się duże teleskopy, astronauci organizują się wokół Ziemi i Księżyca, a automatyczne urządzenia wysyłane są w kosmos.

Nauka loty kosmiczne a eksploracja kosmosu za pomocą statków kosmicznych nazywa się astronautyką. Jurij Gagarin jest pierwszym kosmonautą planety Ziemia. Jako pierwszy okrążył kulę ziemską (w 108 minut) na statku kosmicznym Wostok (12 kwietnia 1961 r.). Alexey Leonov jest pierwszą osobą, która wyszła z kosmosu w skafandrze kosmicznym. statek kosmiczny V otwarta przestrzeń(1965). Valentina Tereshkova – pierwsza kobieta w kosmosie (1963). Ale zanim człowiek poleciał w kosmos, naukowcy wypuścili zwierzęta - małpy i psy. Pierwszą żywą istotą w kosmosie jest pies Łajka (1961).

Z morza informacji, w którym toniemy, oprócz samozniszczenia, istnieje inne wyjście. Eksperci o wystarczająco szerokich horyzontach mogą tworzyć aktualne notatki lub podsumowania, które zwięźle podsumowują główne fakty w danym obszarze. Przedstawiamy próbę wykonania takiego zestawu przez Siergieja Popowa istotne informacje w astrofizyce.

S. Popow. Fot. I. Yarovaya

Wbrew powszechnemu przekonaniu nauczanie astronomii w szkołach w ZSRR nie było najlepsze. Oficjalnie przedmiot ten znajdował się w programie nauczania, ale w rzeczywistości nie we wszystkich szkołach uczono astronomii. Często, nawet jeśli lekcje się odbywały, nauczyciele wykorzystywali je na dodatkowych lekcjach z przedmiotów podstawowych (głównie fizyki). W bardzo nielicznych przypadkach jakość nauczania była wystarczająca, aby umożliwić uczniom wyrobienie sobie adekwatnego obrazu świata. Ponadto astrofizyka jest jedną z najprężniej rozwijających się nauk na przestrzeni ostatnich dziesięcioleci, tj. Wiedza z astrofizyki, którą dorośli zdobywali w szkołach 30-40 lat temu, jest znacznie przestarzała. Dodajmy, że obecnie w szkołach astronomii prawie nie ma. W rezultacie w większości ludzie mają raczej niejasne pojęcie o tym, jak działa świat w skali większej niż orbity planet Układu Słonecznego.

Galaktyka spiralna NGC 4414

Gromada galaktyk w gwiazdozbiorze Włosów Weroniki

Planeta wokół gwiazdy Fomalhaut

Wydaje mi się, że w takiej sytuacji mądrze byłoby zrobić „Bardzo krótki kurs astronomia." Oznacza to podkreślenie kluczowych faktów, które stanowią podstawę współczesnego astronomicznego obrazu świata. Oczywiście różni specjaliści mogą wybierać nieco inne zestawy podstawowych pojęć i zjawisk. Ale dobrze, jeśli istnieje kilka dobrych wersji. Ważne, żeby wszystko dało się przedstawić w jednym wykładzie lub zmieścić w jednym krótkim artykule. A wtedy zainteresowani będą mogli poszerzyć i pogłębić swoją wiedzę.

Postawiłem sobie za zadanie sporządzenie zbioru najważniejszych pojęć i faktów z astrofizyki, który zmieściłby się na jednej standardowej stronie A4 (około 3000 znaków ze spacjami). W tym przypadku oczywiście zakłada się, że dana osoba wie, że Ziemia kręci się wokół Słońca i rozumie, dlaczego zachodzą zaćmienia i zmiany pór roku. Oznacza to, że na liście nie ma całkowicie „dziecinnych” faktów.

Region gwiazdotwórczy NGC 3603

Mgławica planetarna NGC 6543

Pozostałość po supernowej Cassiopeia A

Praktyka pokazała, że ​​wszystko z listy można przedstawić w ciągu około godzinnego wykładu (lub kilku lekcji w szkole, biorąc pod uwagę odpowiedzi na pytania). Oczywiście w ciągu półtorej godziny nie da się stworzyć stabilnego obrazu struktury świata. Należy jednak zrobić pierwszy krok i tutaj powinno pomóc takie „badanie dużymi pociągnięciami”, które uchwyci wszystkie główne punkty, które ujawniają podstawowe właściwości struktury Wszechświata.

Wszystkie zdjęcia uzyskane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a i pobrane ze stron http://heritage.stsci.edu i http://hubble.nasa.gov

1. Słońce to zwykła gwiazda (jedna z około 200-400 miliardów) na obrzeżach naszej Galaktyki - układ gwiazd i ich pozostałości, gazu międzygwiazdowego, pyłu i ciemnej materii. Odległość między gwiazdami w Galaktyce wynosi zwykle kilka lat świetlnych.

2. Układ Słoneczny rozciąga się poza orbitę Plutona i kończy się tam, gdzie wpływ grawitacyjny Słońca jest porównywalny z wpływem grawitacyjnym pobliskich gwiazd.

3. Gwiazdy nadal powstają z międzygwiazdowego gazu i pyłu. W ciągu swojego życia i pod koniec życia gwiazdy wyrzucają w przestrzeń międzygwiazdową część swojej materii, wzbogaconej o syntetyzowane pierwiastki. Tak obecnie zmienia się skład chemiczny Wszechświata.

4. Słońce ewoluuje. Jego wiek wynosi niecałe 5 miliardów lat. Za około 5 miliardów lat wodór w jej jądrze wyczerpie się. Słońce zamieni się w czerwonego olbrzyma, a następnie w białego karła. Masywne gwiazdy eksplodują pod koniec swojego życia, odchodząc gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

5. Nasza Galaktyka jest jednym z wielu takich układów. W widzialnym wszechświecie znajduje się około 100 miliardów dużych galaktyk. Otoczone są małymi satelitami. Rozmiar galaktyki wynosi około 100 000 lat świetlnych. Najbliższa duża galaktyka znajduje się w odległości około 2,5 miliona lat świetlnych.

6. Planety istnieją nie tylko wokół Słońca, ale także wokół innych gwiazd, nazywane są egzoplanetami. Układy planetarne nie są podobne. Obecnie znamy ponad 1000 egzoplanet. Najwyraźniej wiele gwiazd ma planety, ale tylko niewielka część może nadawać się do życia.

7. Świat, jaki znamy, ma skończony wiek – niecałe 14 miliardów lat. Na początku materia była w stanie bardzo gęstym i gorącym. Cząstki zwykłej materii (protony, neutrony, elektrony) nie istniały. Wszechświat rozszerza się i ewoluuje. Podczas ekspansji z gęstego stanu gorącego Wszechświat ostygł i stał się mniej gęsty, a pojawiły się zwykłe cząstki. Potem powstały gwiazdy i galaktyki.

8. Ze względu na skończoną prędkość światła i skończony wiek obserwowalnego wszechświata, tylko skończony obszar przestrzeni jest dla nas dostępny do obserwacji, ale na tej granicy świat fizyczny nie kończy się. Na dużych odległościach, ze względu na skończoną prędkość światła, widzimy obiekty takimi, jakie były w odległej przeszłości.

9. Większość pierwiastków chemicznych, które spotykamy w życiu (i z których jesteśmy zbudowani), powstała w gwiazdach w trakcie ich życia w wyniku reakcji termojądrowych lub w ostatnich stadiach życia masywnych gwiazd – w eksplozjach supernowych. Zanim powstały gwiazdy, zwykła materia istniała głównie w postaci wodoru (najliczniejszego pierwiastka) i helu.

10. Zwykła materia stanowi zaledwie kilka procent całkowitej gęstości Wszechświata. Około jedna czwarta gęstości Wszechświata to ciemna materia. Składa się z cząstek, które słabo oddziałują ze sobą i ze zwykłą materią. Na razie obserwujemy jedynie grawitacyjne działanie ciemnej materii. Około 70 procent gęstości wszechświata wynika z ciemnej energii. Dzięki temu ekspansja wszechświata postępuje coraz szybciej. Natura ciemnej energii jest niejasna.