La soluzione con il negativo è la dimensione angolare della coda della cometa. II. Fondamenti pratici di astronomia. Determinazione della lunghezza delle code delle comete
DETERMINAZIONE DELLA LUNGHEZZA DELLE CODE DI COMETE
Obbiettivo- utilizzando l'esempio del calcolo della lunghezza delle code delle comete, familiarizzare con il metodo della triangolazione.
Strumenti e accessori
Mappa in movimento del cielo stellato, fotografie della cometa e del disco solare, righello.
Breve teoria
È noto che le misurazioni in generale, come confronto della grandezza misurata con un determinato standard, si dividono in dirette e indirette. Inoltre, se è possibile misurare la quantità di interesse con entrambi i metodi, di solito sono preferibili misurazioni dirette. Tuttavia, è proprio quando si misurano grandi distanze che l'uso dei metodi diretti è difficile, e talvolta impossibile. La considerazione di cui sopra diventa ovvia se ricordiamo che possiamo parlare non solo di misurazioni di grandi lunghezze sulla superficie terrestre, ma anche di stima delle distanze degli oggetti spaziali.
Esistono numerosi metodi indiretti per la stima di grandi distanze (radio e fotolocalizzazione, triangolazione, ecc.). In questo articolo, consideriamo un metodo astronomico che può essere utilizzato per determinare la dimensione delle tre code della cometa Donati da una fotografia.
Per determinare la lunghezza delle code delle comete si utilizza il già noto metodo di triangolazione, tenendo conto della conoscenza della parallasse orizzontale dell'oggetto celeste osservato.
La parallasse orizzontale è l'angolo (Fig. 1) da cui si può vedere corpo celestiale raggio medio della terra.
Se si conosce questo angolo e il raggio della Terra (R Fig. 1), possiamo stimare la distanza dal corpo celeste L o . La parallasse orizzontale viene stimata utilizzando strumenti precisi per un quarto di giorno della rotazione terrestre attorno al proprio asse, tenendo conto che i corpi celesti possono essere proiettati sulla sfera celeste.
Di conseguenza, è possibile determinare le dimensioni angolari delle code stesse e della testa della cometa. Per questo viene utilizzata una mappa stellare, tenendo conto delle coordinate delle stelle di costellazioni conosciute (declinazione e ascensione retta).
Se determiniamo le distanze del corpo celeste dalla parallasse nota, le dimensioni delle code possono essere calcolate risolvendo il problema inverso dello spostamento parallattico.
Determinato l'angolo α, possiamo determinare le dimensioni dell'oggetto AB:
(angolo α espresso in radianti)
Detto questo, dobbiamo introdurre la scala che ci dà un'immagine fotografica di un oggetto celeste. Per fare ciò, devi selezionare (almeno) due stelle in una fotografia di una costellazione nota. È auspicabile che si trovino sul primo meridiano celeste. Quindi la distanza angolare tra loro può essere stimata dalla differenza nella loro declinazione.
(αˊ - distanza angolare tra due stelle)
Troviamo la declinazione delle stelle usando una mappa mobile del cielo stellato o da un atlante. Successivamente, misurando le dimensioni di una sezione di cielo stellato con un righello o un calibro (microscopio di misura), determiniamo il coefficiente lineare delle fotografie, che sarà pari a:
α 1 è il coefficiente angolare lineare dell'immagine data e [mm] è determinato dalla fotografia.
Quindi misuriamo le dimensioni lineari del corpo celeste e determiniamo le dimensioni angolari tramite γ:
(a" - dimensioni lineari di una parte separata di un corpo celeste).
Di conseguenza, è possibile stimare le dimensioni reali dell'oggetto: .
1. Dalla fotografia, determinare le dimensioni lineari delle tre code della cometa Donati. Parallasse orizzontale p = 23".
3. Stimare con quale errore vengono determinate le dimensioni delle code.
L'astronomia è un intero mondo pieno di bellissime immagini. Questa straordinaria scienza aiuta a trovare risposte alle domande più importanti della nostra esistenza: conoscere la struttura dell'Universo e il suo passato, sistema solare, su come ruota la Terra e molto altro. C'è una connessione speciale tra astronomia e matematica, perché le previsioni astronomiche sono il risultato di calcoli rigorosi. In effetti, molti problemi dell'astronomia sono diventati risolvibili grazie allo sviluppo di nuove branche della matematica.
Da questo libro, il lettore imparerà come si misurano la posizione dei corpi celesti e la distanza tra di loro, nonché i fenomeni astronomici durante i quali gli oggetti spaziali occupano una posizione speciale nello spazio.
Se il pozzo, come tutti i pozzi normali, era diretto verso il centro della Terra, la sua latitudine e longitudine non cambiavano. Gli angoli che determinano la posizione di Alice nello spazio sono rimasti invariati, solo la sua distanza dal centro della Terra è cambiata. Quindi Alice non doveva preoccuparsi.
Opzione uno: altitudine e azimut
Il modo più comprensibile per determinare le coordinate sulla sfera celeste è indicare l'angolo che determina l'altezza della stella sopra l'orizzonte e l'angolo tra la linea nord-sud e la proiezione della stella sulla linea dell'orizzonte: l'azimut (vedere la figura seguente).
COME MISURARE GLI ANGOLI MANUALMENTE
Un dispositivo chiamato teodolite viene utilizzato per misurare l'altitudine e l'azimut di una stella.
Tuttavia, esiste un modo molto semplice, anche se non molto accurato, per misurare gli angoli manualmente. Se tendiamo la mano davanti a noi, il palmo indicherà un intervallo di 20 °, un pugno - 10 °, un pollice - 2 °, un mignolo - 1 °. Questo metodo può essere utilizzato sia da adulti che da bambini, poiché la dimensione del palmo di una persona aumenta in proporzione alla lunghezza del suo braccio.
Opzione due, più conveniente: declinazione e angolo orario
Determinare la posizione di una stella usando l'azimut e l'altezza non è difficile, ma questo metodo ha un grave inconveniente: le coordinate sono legate al punto in cui si trova l'osservatore, quindi la stessa stella, se osservata da Parigi e Lisbona, avrà coordinate, poiché le linee dell'orizzonte in queste città saranno posizionate in modo diverso. Di conseguenza, gli astronomi non saranno in grado di utilizzare questi dati per scambiare informazioni sulle loro osservazioni. Pertanto, esiste un altro modo per determinare la posizione delle stelle. Utilizza coordinate che ricordano la latitudine e la longitudine della superficie terrestre, che gli astronomi possono utilizzare in qualsiasi parte del mondo. Questo metodo intuitivo tiene conto della posizione dell'asse di rotazione terrestre e presuppone che la sfera celeste ruoti attorno a noi (per questo motivo l'asse di rotazione terrestre era chiamato nell'antichità l'asse del mondo). In realtà, certo, è vero il contrario: sebbene ci sembri che il cielo stia ruotando, in realtà è la Terra che ruota da ovest verso est.
Si consideri un piano che taglia la sfera celeste perpendicolarmente all'asse di rotazione passante per il centro della Terra e la sfera celeste. Questo piano si intersecherà superficie terrestre lungo il grande cerchio - l'equatore terrestre, così come la sfera celeste - lungo il suo grande cerchio, che è chiamato equatore celeste. La seconda analogia con i paralleli ei meridiani terrestri sarà il meridiano celeste, passante per due poli e situato su un piano perpendicolare all'equatore. Poiché tutti i meridiani celesti, come i meridiani terrestri, sono uguali, il meridiano zero può essere scelto arbitrariamente. Scegliamo come meridiano zero il meridiano celeste passante per il punto in cui si trova il Sole nel giorno dell'equinozio di primavera. La posizione di qualsiasi stella e corpo celeste è determinata da due angoli: declinazione e ascensione retta, come mostrato nella figura seguente. La declinazione è l'angolo tra l'equatore e la stella misurato lungo il meridiano del luogo (da 0 a 90° o da 0 a -90°). L'ascensione retta è l'angolo tra l'equinozio di primavera e il meridiano della stella, misurato lungo l'equatore celeste. A volte, invece dell'ascensione retta, viene utilizzato l'angolo orario, ovvero l'angolo che determina la posizione di un corpo celeste rispetto al meridiano celeste del punto in cui si trova l'osservatore.
Il vantaggio del secondo sistema di coordinate equatoriali (declinazione e ascensione retta) è evidente: queste coordinate saranno le stesse indipendentemente dalla posizione dell'osservatore. Inoltre, tengono conto della rotazione della Terra, che consente di correggere le distorsioni da essa introdotte. Come abbiamo detto, l'apparente rotazione della sfera celeste è causata dalla rotazione della Terra. Un effetto simile si verifica quando ci sediamo su un treno e vediamo un altro treno che si muove accanto a noi: se non guardi il binario, non puoi determinare quale dei treni abbia effettivamente iniziato a muoversi. Hai bisogno di un punto di partenza. Ma se invece di due treni consideriamo la Terra e la sfera celeste, non sarà così facile trovare un ulteriore punto di riferimento.
Nel 1851 i francesi Jean Bernard Leon Foucault (1819–1868) ha condotto un esperimento che dimostra il movimento del nostro pianeta rispetto alla sfera celeste.
Ha sospeso un peso di 28 chilogrammi su un filo lungo 67 metri sotto la cupola del Pantheon di Parigi. Le oscillazioni del pendolo di Foucault sono durate 6 ore, il periodo di oscillazione era di 16,5 secondi, la deviazione del pendolo era di 11° all'ora. In altre parole, nel tempo, il piano di oscillazione del pendolo si è spostato rispetto all'edificio. È noto che i pendoli si muovono sempre sullo stesso piano (per verificarlo è sufficiente appendere un mazzo di chiavi ad una fune e seguirne le oscillazioni). Pertanto, la deviazione osservata potrebbe essere causata da un solo motivo: l'edificio stesso, e quindi l'intera Terra, ruotava attorno al piano del pendolo. Questa esperienza è stata la prima evidenza oggettiva rotazione della Terra e in molte città sono stati installati pendoli di Foucault.
La Terra, che sembra ferma, non ruota solo sul proprio asse, compiendo una rotazione completa in 24 ore (che equivale a una velocità di circa 1600 km/h, cioè 0,5 km/s se siamo alla all'equatore), ma anche attorno al Sole, compiendo un giro completo in 365,2522 giorni (ad una velocità media di circa 30 km/s, cioè 108.000 km/h). Inoltre, il Sole ruota rispetto al centro della nostra galassia, compiendo una rivoluzione completa in 200 milioni di anni e muovendosi a una velocità di 250 km / s (900.000 km / h). Ma non è tutto: la nostra galassia si sta allontanando dal resto. Quindi, il movimento della Terra è più simile a una giostra vertiginosa in un parco divertimenti: ruotiamo attorno a noi stessi, ci muoviamo nello spazio e descriviamo una spirale a una velocità vertiginosa. Allo stesso tempo, ci sembra di stare fermi!
Sebbene in astronomia vengano utilizzate altre coordinate, i sistemi che abbiamo descritto sono i più popolari. Resta da rispondere all'ultima domanda: come trasferire le coordinate da un sistema all'altro? Il lettore interessato troverà una descrizione di tutte le trasformazioni necessarie nell'applicazione.
MODELLO DELL'ESPERIMENTO DI FOUCAULT
Invitiamo il lettore a condurre un semplice esperimento. Prendi una scatola rotonda e incollaci sopra un foglio di cartone spesso o compensato, su cui fissiamo una piccola cornice a forma di porta da calcio, come mostrato nella figura. Mettiamo una bambola nell'angolo del foglio, che svolgerà il ruolo di osservatore. Legheremo un filo alla barra orizzontale del telaio, su cui fisseremo la platina.
Mettiamo da parte il pendolo risultante e lasciamolo andare. Il pendolo oscillerà parallelamente a una delle pareti della stanza in cui ci troviamo. Se iniziamo a ruotare dolcemente il foglio di compensato insieme alla scatola rotonda, vedremo che il telaio e la bambola inizieranno a muoversi rispetto al muro della stanza, ma il piano di oscillazione del pendolo sarà comunque parallelo al parete.
Se ci immaginiamo come una bambola, vedremo che il pendolo si muove rispetto al pavimento, ma allo stesso tempo non potremo sentire il movimento della scatola e del telaio su cui è fissato. Allo stesso modo, quando osserviamo un pendolo in un museo, ci sembra che il piano delle sue oscillazioni si stia spostando, ma in realtà noi stessi ci muoviamo insieme all'edificio del museo e all'intera Terra.
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Userò di nuovo la brochure Materiale didattico sull'astronomia”, scritto da G.I. Malakhova ed E.K. lavoro di controllo a pagina 75.
Per visualizzare le formule, utilizzerò il servizio LaTeX2gif, poiché la libreria jsMath non è in grado di rendere le formule in RSS.
Compito 1 (opzione 1)
Condizione: La nebulosa planetaria nella costellazione della Lira ha un diametro angolare di 83″ e si trova a una distanza di 660 pc. Quali sono le dimensioni lineari della nebulosa in unità astronomiche?
Soluzione: I parametri specificati nella condizione sono interconnessi da una semplice relazione:
1 pz = 206265 AU, rispettivamente:
Compito 2 (opzione 2)
Condizione: La parallasse della stella Procione è 0,28″. Distanza dalla stella Betelgeuse 652 St. dell'anno. Quale di queste stelle è più lontana da noi e quante volte?
Soluzione: Parallasse e distanza sono legate da una semplice relazione:
Successivamente, troviamo il rapporto tra D 2 e D 1 e otteniamo che Betelgeuse è circa 56 volte più lontano di Procione.
Compito 3 (opzione 3)
Condizione: Quante volte il diametro angolare di Venere, osservato dalla Terra, è cambiato a causa del fatto che il pianeta si è spostato da una distanza minima a una massima? Considera l'orbita di Venere come un cerchio con un raggio di 0,7 UA.
Soluzione: Troviamo il diametro angolare di Venere per le distanze minima e massima in unità astronomiche e quindi il loro semplice rapporto:
Otteniamo la risposta: diminuito di 5,6 volte.
Compito 4 (opzione 4)
Condizione: Quale dimensione angolare sarà vista dalla nostra Galassia (il cui diametro è 3 × 10 4 pz) da un osservatore situato nella galassia M 31 (Andromeda Nebula) ad una distanza di 6 × 10 5 pz?
Soluzione: L'espressione che collega le dimensioni lineari dell'oggetto, la sua parallasse e le dimensioni angolari è già nella soluzione del primo problema. Usiamolo e, dopo averlo leggermente modificato, sostituiamo i valori necessari dalla condizione:
Compito 5 (opzione 5)
Condizione: Risoluzione ad occhio nudo 2'. Quali sono le dimensioni degli oggetti che un astronauta può distinguere sulla superficie della Luna, sorvolandola a un'altitudine di 75 km?
Soluzione: Il problema è risolto in modo simile al primo e al quarto:
Di conseguenza, l'astronauta sarà in grado di distinguere i dettagli della superficie con una dimensione di 45 metri.
Compito 6 (opzione 6)
Condizione: Quante volte è più grande il Sole della Luna se i loro diametri angolari sono gli stessi e le parallasse orizzontali sono rispettivamente di 8,8″ e 57′?
Soluzione: esso problema classico per determinare la dimensione dei luminari dalla loro parallasse. La formula per la connessione tra la parallasse del luminare e le sue dimensioni lineari e angolari è stata più volte trovata sopra. Come risultato della riduzione della parte ripetitiva, otteniamo: 
In risposta, otteniamo che il Sole è quasi 400 volte più grande della Luna.
Gli appassionati di astronomia possono svolgere un ruolo importante nello studio della cometa Hale-Bopp osservandola con binocoli, cannocchiali, telescopi e persino ad occhio nudo. Per fare ciò, devono valutare regolarmente la sua magnitudine visiva integrale e separatamente la magnitudine del suo nucleo fotometrico (cluster centrale). Inoltre, sono importanti le stime del diametro della chioma, della lunghezza della coda e del suo angolo di posizione descrizioni dettagliate cambiamenti strutturali nella testa e nella coda di una cometa, determinando la velocità di movimento dei grumi di nubi e di altre strutture nella coda.
Come stimare la luminosità di una cometa? I più comuni tra gli osservatori di comete sono seguenti metodi definizioni di brillantezza:
Metodo di Bakharev-Bobrovnikov-Vsekhsvyatsky (BBV). Le immagini della cometa e della stella di confronto vengono estratte dal fuoco di un telescopio o di un binocolo finché le loro immagini sfocate non hanno approssimativamente lo stesso diametro (non è possibile ottenere la completa uguaglianza dei diametri di questi oggetti a causa del fatto che il il diametro dell'immagine della cometa è sempre maggiore del diametro della stella). È inoltre necessario tenere conto del fatto che la luminosità dell'immagine della stella sfocata è approssimativamente la stessa in tutto il disco, mentre la cometa ha la forma di una macchia di luminosità irregolare. L'osservatore calcola la media della luminosità della cometa sull'intera immagine sfocata e confronta questa luminosità media con la luminosità delle immagini sfocate delle stelle di confronto.
Selezionando diverse coppie di stelle di confronto, è possibile determinare la magnitudine visiva media della cometa con una precisione di 0,1 m.
metodo Sidgwick. Questo metodo si basa sul confronto dell'immagine focale di una cometa con le immagini sfocate delle stelle di confronto, che, quando sfocate, hanno gli stessi diametri del diametro della testa dell'immagine focale della cometa. L'osservatore studia attentamente l'immagine della cometa a fuoco e ne ricorda la luminosità media. Quindi sposta l'oculare fuori fuoco fino a quando le dimensioni dei dischi delle immagini sfocate delle stelle diventano confrontabili con il diametro della testa dell'immagine focale della cometa. La luminosità di queste immagini sfocate di stelle viene confrontata con la luminosità media della testa della cometa "registrata" nella memoria dell'osservatore. Ripetendo questa procedura più volte, si ottiene un insieme di grandezze della cometa con una precisione di 0,1 m. Questo metodo richiede lo sviluppo di determinate abilità che consentono di memorizzare in memoria la luminosità degli oggetti confrontati: l'immagine focale della testa della cometa e le immagini sfocate dei dischi stellari.
Metodo Morrisè una combinazione dei metodi BBW e Sidgwick, eliminando parzialmente le loro carenze: la differenza nei diametri delle immagini sfocate della cometa e delle stelle di confronto nel metodo BBW e la variazione della luminosità superficiale del coma cometario quando il l'immagine focale della cometa viene confrontata con le immagini sfocate delle stelle usando il metodo di Sidgwick. La luminosità della testa della cometa è stimata dal metodo Morris come segue: in primo luogo, l'osservatore ottiene un'immagine sfocata della testa della cometa che ha una luminosità superficiale approssimativamente uniforme e ricorda le dimensioni e la luminosità della superficie di questa immagine. Quindi sfoca le immagini delle stelle di confronto in modo che le loro dimensioni siano uguali alle dimensioni dell'immagine ricordata dalla cometa e stima la luminosità della cometa confrontando le luminosità superficiali delle immagini sfocate delle stelle di confronto e le testa di cometa. Ripetendo questa tecnica più volte, si trova la luminosità media della cometa. Il metodo fornisce una precisione fino a 0,1 m, comparabile con la precisione dei metodi di cui sopra.
Si può consigliare ai principianti di utilizzare il metodo BBW, come il più semplice. È più probabile che osservatori più addestrati utilizzino i metodi di Sidgwick e Morris. Come strumento per effettuare stime della luminosità, si dovrebbe scegliere un telescopio con il diametro dell'obiettivo più piccolo possibile e, soprattutto, un binocolo. Se la cometa è abbastanza luminosa da essere visibile ad occhio nudo (come dovrebbe essere con la cometa Hale-Bopp), le persone con ipermetropia o miopia possono provare un metodo molto ingegnoso per "sfocare" le immagini semplicemente rimuovendo gli occhiali.
Tutti i metodi che abbiamo considerato richiedono la conoscenza delle esatte magnitudini delle stelle di confronto. Possono essere presi da vari atlanti e cataloghi stellari, ad esempio dal catalogo delle stelle incluso nell'Atlante del cielo stellato (D.N. Ponomarev, K.I. Churyumov, VAGO). Allo stesso tempo, va tenuto presente che se le magnitudini stellari nel catalogo sono fornite nel sistema UBV, la magnitudine visiva della stella di confronto è determinata dalla seguente formula:
m = V+ 0,16(B-V)
Particolare attenzione dovrebbe essere prestata alla selezione delle stelle di confronto: è auspicabile che siano vicine alla cometa e approssimativamente alla stessa altezza sopra l'orizzonte della cometa osservata. Allo stesso tempo, dovrebbero essere evitate le stelle di confronto rosse e arancioni, dando la preferenza alle stelle bianche e blu. Le stime della luminosità di una cometa basate sul confronto della sua luminosità con la luminosità di oggetti estesi (nebulose, ammassi o galassie) non hanno valore scientifico: la luminosità di una cometa può essere confrontata solo con le stelle.
È possibile eseguire un confronto tra la luminosità di una cometa e le stelle di confronto Metodo Neiland-Blazhko, che utilizza due stelle di confronto: una è più luminosa, l'altra è più debole della cometa. L'essenza del metodo è la seguente: lascia che la stella un ha magnitudine m a, la stella b- magnitudine m b , cometa a- magnitudine m a, e m a
b
3 gradi e più luminoso di una stella un a 2 gradi. Questo fatto è scritto come a3k2b, e quindi la luminosità della cometa è:m k =m a +3p=m a +0,6Δm
o
m k \u003d m b -2p \u003d m b -0,4 Δm
Le stime visive della luminosità di una cometa durante i periodi di visibilità notturna devono essere effettuate periodicamente ogni 30 minuti, o anche più spesso, dato che la sua luminosità può variare abbastanza rapidamente a causa della rotazione del nucleo di una cometa di forma irregolare o di una improvviso lampo di luce. Quando viene rilevato un grande lampo di luminosità in una cometa, è importante seguire le varie fasi del suo sviluppo, fissando i cambiamenti nella struttura della testa e della coda.
Oltre alle stime delle grandezze visive della testa della cometa, sono importanti anche le stime del diametro della chioma e del grado della sua diffusione.
Diametro della chioma (D) può essere valutato con i seguenti metodi:
Metodo alla deriva si basa sul fatto che con un telescopio stazionario, la cometa, a causa della rotazione giornaliera della sfera celeste, si sposterà notevolmente nel campo visivo dell'oculare, superando 15 secondi d'arco in 1 secondo di tempo (vicino all'equatore ). Prendendo un oculare con una croce di fili, dovresti ruotarlo in modo che la cometa si muova lungo uno e perpendicolarmente all'altro filo. Avendo determinato con il cronometro l'intervallo di tempo At in secondi, durante il quale la testa della cometa incrocerà il filamento perpendicolare, è facile trovare il diametro della chioma (o testa) in minuti d'arco utilizzando la seguente formula:
D=0,25Δtcosδ
dove δ è la declinazione della cometa. Questo metodo non può essere applicato alle comete situate nella regione circumpolare a δ<-70° и δ>+70°, così come per comete con D>5".
Metodo della distanza angolare interstellare. Utilizzando atlanti e mappe stellari su larga scala, l'osservatore determina le distanze angolari tra le stelle vicine visibili in prossimità della cometa e le confronta con il diametro apparente della chioma. Questo metodo viene utilizzato per grandi comete il cui diametro della chioma supera i 5".
Si noti che la dimensione apparente della chioma o della testa è altamente suscettibile all'effetto apertura, cioè dipende fortemente dal diametro dell'obiettivo del telescopio. Le stime del diametro della chioma ottenute con diversi telescopi possono differire l'una dall'altra di diverse volte. Pertanto, si consiglia di utilizzare strumenti piccoli e bassi ingrandimenti per tali misurazioni.
Parallelamente alla determinazione del diametro della chioma, l'osservatore può valutarlo grado di diffusione (DC), che dà un'idea dell'aspetto della cometa. Il grado di diffusione ha una gradazione da 0 a 9. Se DC=0, la cometa appare come un disco luminoso con poca o nessuna variazione della luminosità superficiale dal centro della testa alla periferia. È una cometa completamente diffusa, priva di qualsiasi accenno alla presenza di un ammasso più densamente luminoso al suo centro. Se DC=9, allora la cometa aspetto esteriore non differisce da una stella, cioè sembra un oggetto a forma di stella. I valori DC intermedi compresi tra 0 e 9 indicano diversi gradi di diffusione.
Quando si osserva la coda di una cometa, si dovrebbe misurare periodicamente la sua lunghezza angolare e l'angolo di posizione, determinarne il tipo e registrare vari cambiamenti nella sua forma e struttura.
Per trovare lunghezza della coda (C) puoi usare gli stessi metodi usati per determinare il diametro della chioma. Tuttavia, per lunghezze della coda superiori a 10°, si dovrebbe utilizzare la seguente formula:
cosC=sinδsinδ 1 +cosδcosδ 1 cos(α-α 1)
dove C è la lunghezza della coda in gradi, α e δ sono l'ascensione retta e la declinazione della cometa, α 1 e δ 1 sono l'ascensione retta e la declinazione dell'estremità della coda, che possono essere determinate dalle coordinate equatoriali delle stelle che si trovano vicino ad essa.
Angolo di posizione della coda (RA) contato dalla direzione al polo nord celeste in senso antiorario: 0° - la coda è diretta esattamente a nord, 90° - la coda è diretta ad est, 180° - a sud, 270° - ad ovest. Può essere misurato scegliendo la stella su cui è proiettato l'asse di coda, secondo la formula:
Dove α 1 e δ 1 sono le coordinate equatoriali della stella e α e δ sono le coordinate del nucleo della cometa. Il quadrante AR è determinato dal segno peccato(α 1 - α).
Definizione tipo di coda di cometaè un problema piuttosto complicato che richiede un calcolo accurato del valore della forza repulsiva che agisce sul materiale della coda. Ciò è particolarmente vero per le code di polvere. Pertanto, per gli astronomi dilettanti, viene solitamente proposta una tecnica che può essere utilizzata per determinare preliminarmente il tipo di coda di una cometa luminosa osservata:
io digito- code rettilinee dirette lungo il vettore raggio esteso o in prossimità di esso. Queste sono code di plasma gassoso o puro di colore blu, spesso in tali code si osserva una struttura elicoidale oa spirale e sono costituite da getti o fasci individuali. Nelle code di tipo I, si osservano spesso formazioni nuvolose che si muovono ad alta velocità lungo le code lontane dal Sole.
II tipo- una coda ampia e curva, fortemente discosta dal vettore raggio esteso. Queste sono code di gas e polvere gialle.
III tipo- una coda stretta, corta e ricurva, diretta quasi perpendicolarmente al raggio vettore esteso ("strisciante" lungo l'orbita): sono code di polvere gialla.
IV tipo- code anomale dirette verso il Sole. Non largo, costituito da grandi particelle di polvere, che quasi non vengono respinte da una leggera pressione. Anche il loro colore è giallastro.
tipo V- code staccate dirette lungo il raggio vettore o in prossimità di esso. Il loro colore è blu, poiché sono formazioni puramente plasmatiche.
1. Costellazioni
Conosci cielo stellatoè necessario in una notte senza nuvole, quando la luce della luna non interferisce con l'osservazione delle deboli stelle. Una bella immagine del cielo notturno con stelle scintillanti sparse su di esso. Il loro numero sembra essere infinito. Ma sembra solo così finché non guardi da vicino e impari a trovare gruppi familiari di stelle nel cielo, immutati nella loro posizione relativa. Questi gruppi, chiamati costellazioni m e, sono stati identificati dall'uomo migliaia di anni fa. Una costellazione è intesa come un'area del cielo entro determinati confini stabiliti. L'intero cielo è diviso in 88 costellazioni, che si possono trovare secondo la loro caratteristica disposizione delle stelle.
Molte costellazioni conservano il loro nome dai tempi antichi. Alcuni nomi sono associati alla mitologia greca, per esempio Andromeda, Perseo, Pegaso, alcuni - con oggetti che ricordano figure formate dalle luminose stelle delle costellazioni: Freccia, Triangolo,Bilancia e altri Ci sono costellazioni che prendono il nome da animali, per esempio un leone,Gambero, Scorpione.
Le costellazioni nel cielo si trovano collegando mentalmente le loro stelle più luminose con linee rette in una certa figura, come mostrato sulle mappe stellari (vedi la mappa stellare nell'Appendice VII, così come le Fig. 6, 7, 10). In ogni costellazione, le stelle luminose sono state a lungo indicate con lettere greche *, il più delle volte la stella più luminosa della costellazione - con la lettera α, poi con le lettere β, γ, ecc. in ordine alfabetico al diminuire della luminosità; Per esempio, stella polare avere una costellazione Orsa Minore.
* (L'alfabeto greco è riportato nell'Appendice II.)
Le figure 6 e 7 mostrano la posizione delle stelle principali Orsa Maggiore e la figura di questa costellazione, com'era raffigurata su antiche mappe stellari (il modo per trovare la stella polare ti è familiare dal corso di geografia).
Ad occhio nudo in una notte senza luna, si possono vedere circa 3.000 stelle sopra l'orizzonte. Attualmente, gli astronomi hanno determinato la posizione esatta di diversi milioni di stelle, misurato i flussi di energia provenienti da esse e compilato elenchi di cataloghi di queste stelle.
2. Luminosità apparente e colore delle stelle
Durante il giorno, il cielo appare azzurro perché le disomogeneità dell'ambiente atmosferico disperdono maggiormente i raggi blu della luce solare.
Fuori dai limiti l'atmosfera terrestre Il cielo è sempre nero e puoi vedere le stelle e il sole allo stesso tempo.
Le stelle hanno luminosità e colore diversi: bianco, giallo, rossastro. Più la stella è rossa, più è fredda. Il nostro Sole è una stella gialla.
Gli antichi arabi diedero i loro nomi alle stelle luminose. Stelle bianche: Vega nella costellazione della Lira, Altair nella costellazione dell'Aquila (visibile in estate e in autunno), Sirio- la stella più luminosa del cielo (visibile in inverno); stelle rosse: Betelgeuse nella costellazione Orione e Aldebaran nella costellazione del Toro (visibile in inverno), Antares nella costellazione dello Scorpione (visibile in estate); giallo Cappella nella costellazione dell'Auriga (visibile in inverno) * .
* (I nomi delle stelle luminose sono riportati nell'Appendice IV.)
Anticamente, le stelle più luminose erano chiamate stelle di 1a magnitudine e le più deboli, visibili al limite della visione, erano chiamate stelle di 6a magnitudine. Questa vecchia terminologia è sopravvissuta fino ad oggi. Il termine "magnitudo" (indicato con la lettera m) non ha nulla a che vedere con le vere dimensioni delle stelle, caratterizza il flusso luminoso che arriva sulla Terra da una stella. È accettato che con una differenza di una magnitudine, la luminosità apparente delle stelle differisca di circa 2,5 volte. Quindi una differenza di 5 magnitudini corrisponde a una differenza di luminosità esattamente 100 volte. Quindi, le stelle di 1a magnitudine sono 100 volte più luminose delle stelle b-esima magnitudine. Metodi moderni le osservazioni consentono di rilevare stelle fino a circa la 25a magnitudine.
Misurazioni precise mostrano che le stelle hanno magnitudine sia frazionaria che negativa, ad esempio: per Aldebaran, magnitudine m=1,06, per Begi m=0,14, per Sirio m= - 1,58, per il Sole m= - 26,80.
3. Movimento apparente quotidiano delle stelle. Sfera celeste
A causa della rotazione assiale della Terra, le stelle ci sembrano muoversi nel cielo. Se guardi il lato sud dell'orizzonte e osservi il movimento quotidiano delle stelle alle medie latitudini dell'emisfero nord della Terra, noterai che le stelle sorgono sul lato orientale dell'orizzonte, si elevano sopra tutto al di sopra del lato sud dell'orizzonte e posti sul lato occidentale, cioè si muovono da sinistra a destra, in senso orario (Fig. 8). Con un'attenta osservazione, puoi vedere che la stella polare quasi non cambia la sua posizione rispetto all'orizzonte. Tutte le altre stelle descrivono cerchi completi durante il giorno con un centro vicino al polare. Questo può essere facilmente visto facendo il seguente esperimento in una notte senza luna. La telecamera, impostata su "infinito", sarà diretta verso la stella polare e fissata saldamente in questa posizione. Apri l'otturatore con l'obiettivo completamente aperto per mezz'ora o un'ora. Avendo sviluppato l'immagine ottenuta in questo modo, vedremo su di essa archi concentrici - tracce dei percorsi delle stelle (Fig. 9). Il centro comune di questi archi, un punto che rimane fermo durante il movimento quotidiano delle stelle, è convenzionalmente chiamato Polo Nord pace. La stella polare le è molto vicina (Fig. 10). Viene chiamato il punto diametralmente opposto Polo Sud pace. Per un osservatore dell'emisfero settentrionale della Terra, è sotto l'orizzonte.
È conveniente studiare i fenomeni del movimento quotidiano delle stelle usando costruzione matematica - sfera celeste, cioè una sfera immaginaria di raggio arbitrario, il cui centro si trova nel punto di osservazione. Le posizioni visibili di tutti i luminari sono proiettate sulla superficie di questa sfera e, per comodità delle misurazioni, vengono costruite una serie di punti e linee (Fig. 11). Pertanto, un filo a piombo ZCZ" che passa attraverso l'osservatore attraversa il cielo sopra il cielo nel punto zenitale Z. Il punto Z" diametralmente opposto è chiamato nadir. Il piano (NESW) perpendicolare al filo a piombo ZZ "è il piano dell'orizzonte - questo piano tocca la superficie del globo nel punto in cui si trova l'osservatore (punto C in Fig. 12). Divide la superficie del sfera celeste in due emisferi: quello visibile, i cui punti sono tutti al di sopra dell'orizzonte, e quello invisibile, i cui punti giacciono al di sotto dell'orizzonte.
L'asse di rotazione apparente della sfera celeste, che collega entrambi i poli del mondo(R e R") e passando per l'osservatore(DA), chiamatoasse del mondo(Fig. 11). L'asse del mondo per qualsiasi osservatore sarà sempre parallelo all'asse di rotazione della Terra (Fig. 12). All'orizzonte si trova sotto il polo nord del mondo punto Nord N (vedi Fig. 11 e 12), il punto diametralmente opposto S è il punto del sud. Viene chiamata la linea NCS linea di mezzogiorno(Fig. 11), poiché l'ombra di un'asta posta verticalmente cade lungo di essa su un piano orizzontale a mezzogiorno. (Come tracciare una linea di mezzogiorno per terra e come navigare lungo i lati dell'orizzonte lungo di essa e la stella polare, hai studiato in quinta elementare nel corso di geografia fisica.) punti dell'est E e ovest W giacciono sulla linea dell'orizzonte. Sono separati dai punti nord N e sud S di 90°. Per il punto N passano le strisce del mondo, lo zenit Z e il punto S piano del meridiano celeste(vedi Fig. 11), coincidente per l'osservatore C con il piano del suo meridiano geografico (vedi Fig. 12). Infine, il piano (QWQ "E), passante per il centro della sfera (punto C) perpendicolare all'asse del mondo, forma un piano equatore celeste, parallela al piano dell'equatore terrestre (vedi Fig. 12). L'equatore celeste divide la superficie della sfera celeste in due emisferi: settentrionale con un picco al polo nord celeste e meridionale con la cima a Polo Sud pace.
4. Mappe stellari e coordinate celesti
Per creare una mappa stellare raffigurante costellazioni su un piano, devi conoscere le coordinate delle stelle. Le coordinate delle stelle relative all'orizzonte, come l'altitudine, sebbene visive, non sono adatte per la mappatura, poiché cambiano continuamente. È necessario utilizzare un sistema di coordinate che ruoti con il cielo stellato. Questo sistema di coordinate è sistema equatoriale, è così chiamato perché l'equatore funge da piano da cui e in cui vengono prese le coordinate. In questo sistema, una coordinata è la distanza angolare del luminare dall'equatore celeste, chiamata declinazione δ (Fig. 13). Varia entro ±90° ed è considerato positivo a nord dell'equatore e negativo a sud. La declinazione è simile alla latitudine geografica.
La seconda coordinata è simile alla longitudine geografica e viene chiamata ascensione rettaα.
L'ascensione retta del luminare M è misurata dall'angolo tra i piani dei grandi cerchi, uno passa attraverso i poli del mondo e il dato luminare M, e l'altro passa attraverso i poli del mondo e il punto equinozio di primavera sdraiato sull'equatore (vedi Fig. 13). Questo punto è stato chiamato così perché il Sole è in esso (sulla sfera celeste) nella primavera del 20-21 marzo, quando il giorno è uguale alla notte.
L'ascensione retta viene misurata lungo l'arco dell'equatore celeste dall'equinozio di primavera in senso antiorario visto dal polo nord. Va da 0 a 360° ed è chiamata ascensione retta perché le stelle all'equatore celeste sorgono (e tramontano) in ordine ascendente rispetto alla loro ascensione retta. Poiché questo fenomeno è associato alla rotazione della Terra, è consuetudine esprimere l'ascensione retta non in gradi, ma in unità di tempo. In 24 ore la Terra (e ci sembra che le stelle) compia una rivoluzione - 360°. Pertanto, 360° corrispondono a 24 ore, quindi 15° -1 h, 1° -4 min, 15"-1 min, 15" -1 s. Ad esempio, 90° è 6 ore e 7 ore 18 minuti è 109°30".
In unità di tempo, l'ascensione retta è indicata sulla griglia delle coordinate di mappe stellari, atlanti e globi, inclusa la mappa allegata al libro di testo e il Calendario Astronomico della Scuola.
Esercizio 1
1. Cosa caratterizza la grandezza?
2. C'è differenza tra il polo nord celeste e il punto nord?
3. Esprimi 9 ore 15 minuti 11 secondi in gradi.
Esercizio 1
1. Secondo l'Appendice VII, familiarizzare con la gestione e l'installazione di una mappa stellare mobile.
2. Secondo la tabella delle coordinate delle stelle luminose riportata nell'Appendice IV, trova sulla mappa stellare alcune delle stelle indicate.
3. Sulla mappa, conta le coordinate di diverse stelle luminose e controlla te stesso usando l'Appendice IV.