Презентация, доклад на тему Механические колебания и волны

Небесные координаты. Эклиптика.
Урок 3. Календарь. Местное и поясное время.
Урок 4. Законы Кеплера.
Урок 5. Определение расстояний и размеров тел в солнечной системе.

Созвездие Персея ( Старинная звёздная карта )

яркими звёздами, звёздными картами, суточным вращением неба. Созвездия – это область неба в пределах некоторых установленных границ. Всё небо разделено на 88 созвездий. Некоторые названия звезд связаны с греческой мифологией. Невооруженным глазом в безлунную ночь можно видеть над горизонтом около 3000 звёзд. В северном полушарии неба расположено 31 созвездие в южном- 48, на экваторе – 9. Названия созвездий на междуна – родном уровне употребляются на латинском языке.

звезда, тем она холоднее. Наше Солнце относится к жёлтым звёздам.
В 1603 году Иоганн Байер начал обозначать яркие звезды каждого
созвездия буквами греческого алфавита в порядке убывания их
блеска. Эти обозначения используются и в наши дни.
Самые яркие звёзды ещё в древности назвали звёздами 1-й величины, а самые слабые
видимые на пределе зрения, - звёздами 6-й величины.
Звёздная величина ( обозначается m ) – характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Принято, что при разности в одну звёздную величину видимая яркость звёзд отличается примерно в 2,5 раза.
Звёзды 1-й величины в 100 раз ярче звёзд 6-й величины. Современные методы наблюдений дают возможность обнаружить звёзды до 25-й звёздной величины.
Точные измерения показывают, что звёзды имеют как дробные, так и отрицательные звездные величины.

Абсолютная звёздная величина М – это видимая звёздная величина,
которую имела бы звезда, находясь на стандартном расстоянии в 10 парсек.

Расстояние, которое свет проходит в течение года, называется
световым годом.

Связь абсолютной звёздной величины М и видимой звёздной величины т
с расстоянием до звезды R в парсеках выражается формулой
M = m + 5 – 5 Įg R

Видимое суточное движение звёзд. Созвездия Большой и Малой Медведицы и изменения их положения относительно горизонта при суточном вращении неба. Из-за осевого вращения Земли звёзды кажутся перемещающимися по небу. Если стать лицом к южной стороне горизонта и наблюдать суточное движение звезд в средних широтах северного полушария Земли, то можно заметить, что звезды восходят на восточной стороне горизонта, поднимаются выше всего над южной стороной горизонта и заходят на западной стороне, т.е. они движутся слева на право, по ходу часовой стрелки. Фигура созвездия Большой Медведицы ( со старинной звездной карты )

звёзды описывают в течение суток полные круги с центром вблизи Полярной. Точка, которая остаётся неподвижной при суточном движении звёзд, условно называется Северным полюсом мира. Полярная звезда к нему близка Созвездия в окрестности Полярной звезды

созвездий находится на небе?
3. Как обозначаются звёзды в созвездиях?
4. Что определяет звёздная величина?

по их координатам; дать понятие о видимом годичном движении Солнца.

Для удобства измерений и решения практических задач по определению положения звёзд, движения планет и т.д. в астрономии используется понятие - небесная сфера.
На небесной сфере рассматривают лишь угловые расстояния.

Угловым расстоянием называется расстояние, измеряемое дугой или соответствующим ей центральным углом между двумя точками сферы.

все светила так, как их видит наблюдатель в означенный момент времени из определенного места.

подобны географическим. Небесная сфера вращается как единое целое и относительное расположение звезд в созвездиях и самих созвездий не меняется, поэтому для удобства пользуются экваториальной системой координат. Склонение светила ( δ ) - измеря – ется дугой от небесного экватора вдоль круга склонения до светила. Склонение меняется в пределах ±90° и считается положительным к северу от экватора и отрица – тельным к югу. Склонение аналогично географической широте. Прямое восхождение светила ( М ) измеряется углом между плоскос- тями больших кругов, один проходит через полюсы мира и данное светило (М), а другой – через полюсы мира и точку весеннего равноденствия γ, лежащую на экваторе. Эту точку так назвали потому, что в ней Солнце бывает весной 20-21 марта, когда день равен ночи.

точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, если смотреть с северного полюса. Оно изменяется в пределах от 0 до 360° и называется прямым восхождением потому, что звёзды расположенные на небесном экваторе, восходят (и заходят) в порядке возрастания их прямого восхождения. Прямое восхождение принято выражать в единицах времени. За 24 часа Земля совершает один оборот 360°, тогда 15° - 1ч; 1° - 4 мин. 15´ - 1мин.; 15¨ - 1с. Плоскость проходящая через центр небесной сферы и образующая прямой угол с осью мира, называется плоскостью небесного экватора. Большая окружность, проходящая через полюсы мира и через светило, называется кругом склонения светила. Большой круг небесной сферы, по которому происходит видимое годовое движение Солнца по зодиакальным созвездиям.

23°27´. Центр солнечного диска пересекает небесный экватор два раза в году: около 21 марта и 23 сентября. Эти точки пересечения называются точками весеннего и осеннего равноденствия. Через точку весеннего равноденствия (γ) Солнце переходит из южного полушария небесной сферы в северное, а осеннего равноденствия из северного в южное. Точки эклиптики, отстоящие на 90°от точек равноденствия, называются точками солнцестояния. Точка летнего солнцестояния находится на границе созвездий Тельца и Близнецов. Точка зимнего солнцестояния находится в созвездии Стрельца.

: а) в средних широтах б) на экваторе Земли Определяя высоту Солнца в полдень, заметили что дважды в году оно бывает на небесном экваторе, в равноденственных точках. ( около 21 марта и около 23 сентября). Плоскость горизонта делит небесный экватор пополам. В дни равноденствий пути Солнца над и под горизонтом равны, т.е. день равен ночи.

горизонта, достигаемое при его прохождении через небесный меридиан. Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, а момент нижней кульминации – истинной полночью.

Z Z´ - отвесная линия Р Р´ - ось мира Q Q´ - проекция небесного экватора NS - линия горизонта PZSP´N – плоскость небесного меридиана Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места, т.е. h = φ. Угол между NS и PP´ равен широте местно- сти φ , т.е. PON=h=φ. Наклон плоскости небесного экватора к горизонту, измеряемый углом QOS, будет равен 90 – φ, т.к. угол QOZ равен PON как углы с взаимно перпендикулярными сторонами. Звезда М со склонением δ, кульминирующая к югу от зенита, имеет в верхней кульминации высоту h = 90° - φ + δ Если светило в момент кульминации находится к югу от экватора, то его склонение отрицательно

неба, что наблюдатель находится на Северном полюсе Земли? 2. Как располагается небесный экватор относительно горизонта, если наблюдатель находится на земном экваторе? 3. Сколько раз в сутки звезды пересекают небесный меридиан? 4. Пребывают ли в кульминации : а) Полярная звезда б) полюсы мира в) точка весеннего равноденствия

времени и практических применениях астрономии.

Солнечные сутки – это промежуток времени между двумя последовательными одноимёнными кульминациями Солнца.

Местное солнечное время – это время определяемое прохождением Солнца через местный меридиан, которое справедливо только для данной географической долготы.
Поверхность Земли условно разделена меридианами на 24 часовых пояса, каждый из которых простирается по долготе на 15°, или 1ч.
Начальный меридиан, от которого ведется счет долгот на Земле, проходит через Гринвич ( Великобритания). Он считается нулевым меридианом, а его временной пояс принят за нулевой часовой пояс.
Местное солнечное время Гринвичского меридиана принято в качестве всемирного времени.
Через территорию Казахстана проходят 4-й и 5-й часовые пояса.
Зная всемирное время (Т ) и порядковый номер пояса ( п ) можно найти поясное время любого места.
Астана и Алматы находятся в одном часовом поясе (5-м), который опережает всемирное время на 6 часов.
Местное солнечное время на географической долготе λ к востоку от Гринвича определяется добавлением ко всемирному времени значение долготы в часах.

и составления календаря, послужили наблюдения за движением небесных светил, проводимые ещё с глубокой древности.

Календари делятся на 3 типа: солнечные, лунные, лунно-солнечные.
Астрономический год приближенно равен 365 суткам 5 часам 48 минутам 46секундам.
В календаре введенном Юлием Цезарем в 46г.до н.э. продолжительность года принималась округлённо равной 365 суткам 6 часам. Каждые 4 года «довесок» в 6 часов накапливал одни сутки ( 24ч. ), которые прибавлялись к году. Так получался « високосный» год, содержащий в феврале 29 дней.

Разница между юлианским и астрономическим годом ( 11мин.14с) каждые 128 лет становилась равной одним суткам и к 16 веку стала весьма заметной. За 400 лет старый стиль отставал от действительного течения времени примерно на 3 суток.
В конце 16 века был введен новый календарь ( григорианский) в котором учитывалась ошибка прежнего, юлианского календаря.

В григорианском календаре (новом стиле), введенном в СССР в 1918 году годы оканчивающиеся на два нуля, за исключением 1600, 2000, 2400 и т.п. (т.е. тех, у которых число сотен делится на 4 без остатка ), не считаются високосными. Этим и исправляют ошибку в 3 суток, накапливающуюся за 400 лет.
К 20 веку разница между новым стилем и старым ( юлианским) достигла 13 суток. Разница в 13 суток сохранится и 21 веке, а в 22 веке возрастёт до 14 суток.
По новому стилю ошибка в 1 сутки накопится за 3300 лет.

может обходится без знания точного времени и координат пунктов на земной поверхности, без точных географических координат и топографических карт, необходимых для развития науки и народного хозяйства, мореплавания, авиации и многих других отраслей практической жизни.
Строительство каналов, железных и шоссейных дорог начинается с астрономических наблюдений, позволяющих проложить на местности трассу, намеченную к строительству.
В последние годы прокладываются газо- и нефтепроводы протяженностью тысячи километров. В прокладке этих трасс участвуют астрономы – геодезисты, показывающие их направления.
Сейчас астрономическая ориентировка широко применяется в космонавтике. Для ориентировки автоматических космических аппаратов используются Солнце, Луна и яркие звезды ( Капелла, Вега, Канопус), координаты которых хорошо известны.
Переданная на Землю радиоинформация обрабатывается, и по этим результатам с Земли подаётся команда на корректирующие двигатели, ориентирующие корабль в нужном направлении. Те же светила используются космонавтами для определения координат пилотируемых кораблей.

Вопросы для самоконтроля.

1. В чём разница между истинными и средними солнечными сутками?
2. Местному времени какого пункта на Земле соответствует всемир-
ное время?
3. Сколько часовых поясов и какие из них по номеру проходят через
территорию Республики Казахстан?
4. Одинаково ли местное время в двух столицах Казахстана? Что необ-
ходимо знать, чтобы рассчитать разницу местного времени между
этими городами?
5. Одинаково ли поясное время в Астане и Алматы?

Польский ученый Николай Коперник (1473-15430, создавая свою гелиоцентрическую модель Солнечной системы, сохранил представления древних о том, что движение планет происходит по круговым орбитам с постоянной скоростью. И только в начале 17века было установлено. что орбиты небесных тел на самом деле отличаются от окружности. Это было открыто немецким астрономом Иоганном Кеплером (1571 – 1630 ). Кеплер заметил, что положение планет, вычис- ленные согласно модели Коперника, и положе- ния, полученные из наблюдений, различаются. Необходимо было отказаться от предпо- ложения, что движение планет вокруг Солнца совершается по окружности.

результатами точных наблюдений за движением Марса, полученными датским астрономом Тихо Браге ( 1546 – 1601 ).

Результатом многолетнего труда И.Коперника стало открытие в 1609 – 1619 гг.трех законов планетных движений.

Первый закон Кеплера
( определяет форму орбиты планеты )

Каждая планета обращается по эллипсу
в одном из фокусов которого находится
Солнце.

каждой её точки от двух точек, называемых фокусами, остаётся постоянной. Эта сумма расстояний равна длине большой оси DA эллипса.

Точка О – центр эллипса, K и S – фокусы. Солнце находится в данном случае в фокусе S.
DO = ОА = а - большая полуось эллипса.
Большая полуось является средним расстоянием планеты от Солнца:
а = DS + SA / 2
Ближайшая к Солнцу точка орбиты А называется перигелием , а самая далекая от него точка D – афелием.
Степень вытянутости эллипса характеризуется его эксцентриситетом е.
Эксцентриситет равен отношению расстояния фокуса от центра
( ОК =О S ) к длине большой полуоси а , т.е. е = О S / ОА
При совпадении фокусов с центром ( е = 0 ) эллипс превращается в окружность.
Эксцентриситет орбиты Земли е = 0,017.

промежутки времени описывает равные площади. Площади SАН и SСD равны, если дуги АН и СD описаны планетой за одинаковые промежутки времени. Длины этих дуг, ограничивающих равные площади, различны: АН > СD. Следовательно, линейная скорость движения планеты неодинакова в разных точках её орбиты. Скорость планеты при движении её по окруж- ности тем больше, чем ближе она к Солнцу. В перигелии скорость планеты наибольшая, в афелии наименьшая. Вывод: Второй закон Кеплера количественно определяет изменение скорости движения планеты по эллипсу.

их орбит.

Большая полуось орбиты а¹, звёздный период обращения одной планеты
Т¹, а другой планеты - а² и т², формула третьего закона :
Т1² / Т2² = а1³ / а2³.

Этот закон Кеплера связывает средние расстояния планет от Солнца с их
звёздными периодами и позволяет установить относительные расстояния
планет от Солнца, т.е. позволяет выразить большие полуоси всех планет-
ных орбит в единицах большой полуоси земной орбиты.

Большая полуось земной орбиты принята за астрономическую единицу
расстояний ( а = 1а.е. = 149 600 000км )

2. Как сформулирован второй закон Кеплера?
3. В каких точках скорость движения планеты по орбите максимальна и
минимальна?
4. Как изменяется значение скорости движения планеты при её перемеще-
нии от афелия к перигелию?
5. Большая полуось орбиты Юпитера 5 а.е. Чему равен период его
обращения вокруг Солнца?

исследования, применяемые в астрономии. Расстояние до ближайших к Земле небесных тел определяется методом параллакса. Параллактическое смещение заклю- чается в изменении положения наблюдаемого объекта при переносе точки наблюдения. Параллактическое смещение – это изменение направления на предмет при перемещении наблюдателя.

виден радиус Земли, перпендику-
лярный к лучу зрения, называется горизонтальным параллаксом.
Чем больше расстояние до светила, тем меньше угол p.
Этот угол равен параллактическому смещению светила для наблюдателей, находящихся в точках А и В.
Угол САВ равен углу DСА, как углы при параллельных прямых
( DС ║ АВ по построению).
Угол САВ = p ( параллакс )
Расстояние СВ - базис

( радиус Земли ).

Горизонтальный параллакс Луны составляет 57´.
Все планеты и Солнце гораздо дальше, и их параллаксы составляют секунды дуги.
Параллакс Солнца p = 8,8״.
При малых углах sin p ≈ p, если угол выражен в радианах.
Если р выражен в секундах дуги, вводится множитель
sin 1״ = 1 / 206265, где
206265 – число секунд в одном радиане.
Тогда sin p = p sin l״ = p / 206265״
Следовательно расстояние
по известному параллаксу
D = 206265" · R / р

очень большом расстоянии от Солнечной системы, нужно наблюдать
из двух противоположных точек орбиты Земли.
В этих целях в качестве базиса используют радиус орбиты Земли.

Годичный параллакс – это угол π, под которым радиус земной орбиты, перпендикулярный к лучу зрения, был бы виден со звезды.
R – расстояние до звезды.
R = a / sin π
Годичный параллакс всех звёзд
очень мал: он всегда меньше 1״.
Звезда с годичным параллаксом
1״ находится на расстоянии от Земли:
R = 1а.е./ sin 1״ = 206265а.е. = 3,086·10¹³км

от слов «параллакс» и «секунда»). Расстояние до звёзд в парсеках вычисляется по формуле: R = 1/π (пк)

Самая ближайшая к Земле звезда Проксима ( α – Центавра)
Её годичный параллакс равен 0,76".
Значит, расстояние до неё равно R = 1,3 пк

сторону небесного тела мощного короткого радиоимпульса и улавливании
отраженного от него сигнала.
Скорость распространения радиоволны равна скорости света в вакууме и составляет с = 299792458 м/с.

Радиолокационные наблюдения Венеры позволили определить астрономическую единицу с большой точностью:
1а.е.= 149597868 ± 0,7км

тела Солнечной
системы определяются с помощью специальных методов.
Т –центр Земли, М – центр светила линейного радиуса r.
По определению горизонтального параллакса радиус Земли
R виден со светила под углом р. Радиус светила r виден с Земли под углом ρ.
R = D sinρ; расстояние до него D = Rз / sinp, где
Rз – радиус Земли. D = r / sinρ , то r = sinρ·Rз / sinp, если
углы ρ и р малой величины, то r = Rз ρ / р.
( этот способ определения размеров применим только тогда, когда виден диск светила ).
Линейный радиус светила вычисляется : r = D sinρ, или r = Dρ,
если угол выражен в радианах.

явления параллактического смещения?
2. Как измерить расстояние до некоторой удаленной точки методом
параллакса?
3. Что такое горизонтальный параллакс светила?
4. Что такое годичный параллакс звезды?
5. Как определить расстояние до некоторой звезды, используя
годичный параллакс?

Методика преподавания астрономии в средней школе. Изд.М.«Просвещение», 1973г.

2. Ф.Ю. Зигель. Звёздная азбука.(пособие для учащихся).
Изд.М.«Просвещение», 1981г.

3. Ф.Ю. Зигель. Сокровища звёздного неба. Изд.М.«Наука», 1980г.

4. П.И. Бакулин, Э.В. Кононович, В.И. Мороз. Курс общей астрономии.
Изд.М. «Наука», 1977г.

5. Б.А. Воронцов- Вельяминов. Астрономия ( учебник для 10кл.)
Изд.М. « Просвещение», 1987г.

« Небесная сфера и небесные координаты».
Тема рассчитана на 5 часов.
Составитель: Аберле Людмила Петровна,
учитель физики высшей категории,
Ленинской средней школы,
Аккайынского района.