GBPOU College of Services nr. 3
Moskva by
for praktisk arbeid innen astronomi
Lærer: Shnyreva L.N.
Moskva
2016
Planlegging og organisering av praktisk arbeid
Som kjent, når du utfører observasjoner og praktisk arbeid, oppstår alvorlige vanskeligheter ikke bare fra den uutviklede metodikken for å utføre dem, mangelen på utstyr, men også fra det for stramme tidsbudsjettet som læreren har for å fullføre programmet.
Derfor, for å fullføre et visst minimum av arbeid, må de forhåndsplanlegges, dvs. bestemme listen over arbeider, skissere omtrentlige tidsfrister for gjennomføringen, bestemme hvilket utstyr som vil være nødvendig for dette. Siden alle av dem ikke kan fullføres frontalt, er det nødvendig å bestemme arten av hvert arbeid, enten det vil være en gruppetime under veiledning av en lærer, uavhengig observasjon eller en oppgave for en egen enhet, hvis materiell vil deretter brukes i leksjonen.
N p/pNavn på praktisk arbeid
Datoer
Arbeidets art
Bli kjent med noen av høsthimmelens stjernebilder
Observasjon av den tilsynelatende daglige rotasjonen av stjernehimmelen
Første uken i september
Selvobservasjon av alle elever
Observasjon av årlige endringer i utseendet til stjernehimmelen
September oktober
Uavhengig observasjon av individuelle enheter (i rekkefølge av akkumulering av faktamateriale)
Observer endringer i solens middagshøyde
I løpet av måneden, en gang i uken (september-oktober)
Tildeling til enkeltlenker
Bestemme retningen til meridianen (middagslinjen), orientering av solen og stjernene
Andre uke i september
Lærerledet gruppearbeid
Observerer bevegelsen til planeter i forhold til stjerner
Tar hensyn til kvelds- eller morgensynligheten til planetene
Uavhengig observasjon (tildeling til individuelle enheter)
Observer månene til Jupiter eller ringene til Saturn
Samme
Tildeling til enkeltlenker. Observasjon under veiledning av lærer eller erfaren laboratorieassistent
Bestemmelse av vinkel- og lineære dimensjoner til solen eller månen
oktober
Kult arbeid med å beregne de lineære dimensjonene til en armatur. For alle studenter basert på resultatene av observasjon av en enhet
Bestemme den geografiske breddegraden til et sted ved solhøyden ved sitt klimaks
Når du studerer emnet "Praktiske anvendelser av astronomi", oktober - november
Kombinert demonstrasjonsarbeid med teodolitt som del av hele klassen
Sjekker klokken på sann middag
Bestemmelse av geografisk lengdegrad
Observerer månens bevegelse og endringer i dens faser
Når du studerer emnet "Fysisk natur av solsystemets kropper", februar-mars
Selvobservasjon av alle elever. Observasjon for alle elever under veiledning av lærer (arbeidet utføres i enheter). Tildeling til enkeltlenker.
Observere månens overflate gjennom et teleskop
Fotografering av månen
Observerer solflekker
Når du studerer emnet "Sol", mars-april
Demonstrasjon og tildeling til enkeltenheter
Observasjon av solspekteret og identifikasjon av Fraunhofer-linjer
For alle elever når de utfører fysisk praktisk arbeid
Bestem solkonstanten ved hjelp av et aktinometer
17.
Observasjon av dobbeltstjerner, stjernehoper og tåker. Bli kjent med vårhimmelens stjernebilder
april
Lærerledet gruppeobservasjon
Uavhengige observasjoner av studenter inntar en fremtredende plass her. De gjør det for det første mulig å lette skolearbeidet noe, og for det andre, og ikke mindre viktig, venner de skolebarn til regelmessige observasjoner av himmelen, lærer dem å lese, som Flammarion sa, den store naturens bok, som hele tiden er åpen over deres hoder.
Uavhengige observasjoner av studenter er viktige, og det er nødvendig å stole på disse observasjonene når det presenteres et systematisk kurs når det er mulig.
For å lette akkumuleringen av nødvendig observasjonsmateriale i timene, brukte avhandlingsstudenten også en slik form for å utføre praktisk arbeid som oppgaver til enkeltenheter.
Ved for eksempel å observere solflekker, får medlemmer av denne enheten et dynamisk bilde av utviklingen deres, som også avslører tilstedeværelsen av aksial rotasjon av solen. En slik illustrasjon, når man presenterer materiale i en leksjon, er av større interesse for elevene enn et statisk bilde av solen hentet fra en lærebok og som viser ett øyeblikk.
På samme måte gjør sekvensiell fotografering av månen, utført av et team, det mulig å notere endringer i dens faser, undersøke de karakteristiske detaljene i relieffet nær terminatoren og legge merke til optisk frigjøring. Demonstrasjon av de resulterende fotografiene i klassen, som i forrige tilfelle, bidrar til å trenge dypere inn i essensen av problemene som presenteres.
Praktisk arbeid i henhold til arten av nødvendig utstyr kan deles inn i 3 grupper:
a) observasjon med det blotte øye,
b) observere himmellegemer ved hjelp av et teleskop,
c) målinger ved bruk av teodolitt, enkle goniometre og annet utstyr.
Hvis arbeidet til den første gruppen (observasjon av den innledende himmelen, observasjon av bevegelsen til planetene, månen, etc.) ikke støter på noen vanskeligheter og alle skolebarn utfører dem enten under veiledning av en lærer eller uavhengig, så vanskeligheter oppstår når du gjør observasjoner med et teleskop. Det er vanligvis ett eller to teleskoper på en skole, og det er mange elever. Etter å ha kommet til slike timer med hele klassen, myldrer elevene og forstyrrer hverandre. Med en slik organisering av observasjoner overstiger varigheten av hver elevs opphold ved teleskopet sjelden ett minutt, og han får ikke det nødvendige inntrykket fra leksjonene. Tiden han bruker blir ikke brukt rasjonelt.
Verk nr. 1. Observasjon av stjernehimmelens tilsynelatende daglige rotasjon
I. I henhold til posisjonen til de sirkumpolare konstellasjonene Ursa Minor og Ursa Major
1. Gjennomfør en observasjon i løpet av en kveld og legg merke til hvordan posisjonen til stjernebildene Ursa Major og Ursa Major vil endre seg hver 2. time (gjør 2-3 observasjoner).
2. Legg inn resultatene av observasjoner i tabellen (tegn), og orienter konstellasjonene i forhold til loddlinjen.
3. Trekk en konklusjon fra observasjonen:
a) hvor er rotasjonssenteret til stjernehimmelen;
b) i hvilken retning rotasjonen skjer;
c) omtrent hvor mange grader roterer stjernebildet etter 2 timer?
Eksempel på observasjonsdesign.
Plassering av konstellasjonerObservasjonstid
22 timer
24 timer
II. Ved passasje av armaturer gjennom synsfeltet til et stasjonært optisk rør
Utstyr : teleskop eller teodolitt, stoppeklokke.
1. Pek teleskopet eller teodolitten mot en stjerne i nærheten av himmelekvator (for eksempel i høstmånedeneenOrla). Still inn høyden på røret slik at diameteren på stjernen går gjennom synsfeltet.
2. Observer den tilsynelatende bevegelsen til stjernen, bruk en stoppeklokke for å bestemme tiden den passerer gjennom synsfeltet til røret .
3. Å vite størrelsen på synsfeltet (fra et pass eller fra oppslagsverk) og tid, beregn med hvilken vinkelhastighet stjernehimmelen roterer (hvor mange grader i timen).
4. Bestem i hvilken retning stjernehimmelen roterer, ta i betraktning at rør med et astronomisk okular gir et omvendt bilde.
Arbeid nr. 2. Observasjon av årlige endringer i stjernehimmelens utseende
1. Observer en gang i måneden til samme time, bestemme hvordan posisjonen til stjernebildene Ursa Major og Ursa Minor endres, samt posisjonen til stjernebildene på den sørlige siden av himmelen (utfør 2-3 observasjoner).
2. Legg inn resultatene av observasjoner av sirkumpolare konstellasjoner i tabellen, skisser posisjonen til konstellasjonene som i arbeid nr. 1.
3. Trekk en konklusjon fra observasjoner.
a) om posisjonen til konstellasjonene forblir uendret på samme time etter en måned;
b) i hvilken retning de sirkumpolare konstellasjonene beveger seg (roterer) og med hvor mange grader per måned;
c) hvordan posisjonen til stjernebildene på den sørlige himmelen endres; i hvilken retning de beveger seg.
Eksempel på registrering av observasjon av sirkumpolare konstellasjoner
Plassering av konstellasjonerObservasjonstid
Metodiske notater om gjennomføring av arbeider nr. 1 og nr. 2
1. Begge verkene gis til studentene for selvstendig gjennomføring umiddelbart etter den første praktiske leksjonen om å bli kjent med høsthimmelens hovedkonstellasjoner, hvor de sammen med læreren noterer stjernebildenes første plassering.
Ved å utføre disse verkene er studentene overbevist om at den daglige rotasjonen av stjernehimmelen skjer mot klokken med en vinkelhastighet på 15° i timen, at en måned senere på samme time endres posisjonen til stjernebildene (de snudde mot klokken med ca. 30° ) og at de kommer til denne posisjonen 2 timer tidligere.
Observasjoner på samme tid av stjernebildene på den sørlige siden av himmelen viser at etter en måned forskyves stjernebildene merkbart mot vest.
2. For raskt å tegne stjernebildene i verk nr. 1 og 2, må elevene ha en ferdig mal av disse stjernebildene, klippet ut fra et kart eller fra figur nr. 5 i en skoleastronomilærebok. Feste malen på et punkten(Polar) til en vertikal linje, roter den til linjen "a- b" Ursa Major vil ikke ta riktig posisjon i forhold til loddlinjen. Deretter overføres konstellasjonene fra malen til tegningen.
3. Det går raskere å observere himmelens daglige rotasjon ved hjelp av et teleskop. Men med et astronomisk okular oppfatter elevene bevegelsen til stjernehimmelen i motsatt retning, noe som krever ytterligere forklaring.
For en kvalitativ vurdering av rotasjonen av den sørlige siden av stjernehimmelen uten teleskop, kan denne metoden anbefales. Stå i en viss avstand fra en vertikalt plassert stang, eller en godt synlig loddlinje, og stikk stangen eller tråden nær stjernen. Og etter 3-4 minutter. Stjernens bevegelse mot vest vil være godt synlig.
4. Endringen i posisjonen til stjernebildene på den sørlige siden av himmelen (verk nr. 2) kan bestemmes av stjernenes forskyvning fra meridianen etter omtrent en måned. Du kan ta stjernebildet Aquila som et observasjonsobjekt. Med retningen til meridianen markerer de i begynnelsen av september (omtrent klokken 20) kulminasjonsøyeblikket til stjernen Altair (enOrla).
En måned senere, på samme time, gjøres en ny observasjon, og ved hjelp av goniometriske instrumenter anslår de hvor mange grader stjernen har beveget seg vest for meridianen (det vil være omtrent 30º).
Ved hjelp av en teodolitt kan stjernens forskyvning mot vest merkes mye tidligere, siden den er omtrent 1º per dag.
Arbeid nr. 3. Observere bevegelsen til planeter blant stjernene
1. Bruk den astronomiske kalenderen for et gitt år, velg en planet som passer for observasjon.
2. Velg et av sesongkartene eller et kart over det ekvatoriale stjernebeltet, tegn det nødvendige området av himmelen i stor skala, merk de lyseste stjernene og merk planetens posisjon i forhold til disse stjernene med et intervall på 5-7 dager.
3. Fullfør observasjonene så snart endringen i planetens posisjon i forhold til de valgte stjernene er tydelig oppdaget.
Metodiske notater
1. Den tilsynelatende bevegelsen til planeter blant stjernene studeres i begynnelsen av skoleåret. Arbeid med å observere planeter bør imidlertid utføres avhengig av deres siktforhold. Ved hjelp av informasjon fra den astronomiske kalenderen velger læreren den mest gunstige perioden der bevegelsen til planetene kan observeres. Det er tilrådelig å ha denne informasjonen i referansematerialet til det astronomiske hjørnet.
2. Når du observerer Venus, kan bevegelsen mellom stjernene være merkbar innen en uke. I tillegg, hvis den passerer nær merkbare stjerner, oppdages en endring i posisjonen etter en kortere tidsperiode, siden dens daglige bevegelse i noen perioder er mer enn 1˚.
Det er også lett å legge merke til endringen i posisjonen til Mars.
Av spesiell interesse er observasjoner av bevegelsen til planeter nær stasjoner, når de endrer sin direkte bevegelse til en retrograd. Her er elevene tydelig overbevist om den løkkelignende bevegelsen til planetene, som de lærer (eller lærte) om i klassen. Det er enkelt å velge perioder for slike observasjoner ved hjelp av skolens astronomiske kalender.
3. For mer nøyaktig å plotte posisjonene til planetene på stjernekartet, kan vi anbefale metoden foreslått av M.M. Dagaev . Den består i det faktum at, i samsvar med koordinatnettet på stjernekartet, der planetenes posisjon er plottet, er et lignende rutenett av tråder laget på en lysramme. Hold dette rutenettet foran øynene dine i en viss avstand (beleilig i en avstand på 40 cm), observer posisjonen til planetene.
Hvis rutene til koordinatruten på kartet har en side på 5˚, skal trådene på den rektangulære rammen danne firkanter med en side på 3,5 cm, slik at når de projiseres på stjernehimmelen (i en avstand på 40 cm fra øyet) tilsvarer de også 5˚.
Arbeid nr. 4. Bestemme den geografiske breddegraden til et sted
I. I henhold til solens høyde ved middagstid
1. Noen minutter før sann middag, installer teodolitten i meridianplanet (for eksempel langs asimuten til det jordiske objektet, som angitt i ). Beregn klokken 12.00 på forhånd på den måten som er angitt i .
2. På eller nær klokken 12.00, mål høyden på den nedre kanten av skiven (faktisk den øvre kanten, siden røret gir det motsatte bildet). Korriger den funnet høyden med radiusen til solen (16"). Plasseringen av skiven i forhold til trådkorset er påvist i figur 56.3. Beregn breddegraden til stedet ved å bruke forholdet:
j= 90 – t +d
Regneeksempel.
Dato for observasjon - 11. oktober 1961
Høyden på den nedre kanten av platen på 1 vernier er 27˚58"
Solradius 16"
Høyden på midten av solen er 27˚42"
Solens deklinasjon - 6˚57
Stedets breddegradj= 90 – t +d =90˚ - 27˚42" - 6˚57 = 55˚21"
II. I henhold til høyden på nordstjernen
1. Bruk en teodolitt, eklimeter eller skolegoniometer til å måle høyden på polarstjernen over horisonten. Dette vil være en omtrentlig breddegrad med en feil på omtrent 1˚.
2. For mer nøyaktig å bestemme breddegrad ved hjelp av en teodolitt, er det nødvendig å legge inn en algebraisk sum av korreksjoner i den oppnådde verdien av høyden til Polarstjernen, under hensyntagen til dens avvik fra den himmelske polen. Endringene er betegnet med tallene I, II, III og er gitt i den astronomiske kalenderen - årbok i avsnittet "Om polarobservasjoner".
Breddegrad, med hensyn til korreksjoner, beregnes ved hjelp av formelen:j= h – (I + II + III)
Hvis vi tar i betraktning at verdien av I varierer i området fra - 56" til + 56", og summen av verdiene til II + III ikke overstiger 2", kan bare korreksjon I legges inn i målt høydeverdi. I dette tilfellet vil breddegradsverdien oppnås med en feil som ikke overstiger 2", som er ganske tilstrekkelig for skolemålinger (et eksempel på innføring av korreksjonen er gitt nedenfor).
Metodiske notater
I. I fravær av en teodolitt, kan solhøyden ved middagstid tilnærmet bestemmes ved hjelp av hvilken som helst av metodene som er angitt i , eller (hvis det ikke er nok tid) bruk et av resultatene av dette arbeidet.
2. Mer nøyaktig enn fra Solen kan man bestemme breddegraden ut fra stjernens høyde ved dens kulminasjon, under hensyntagen til brytning. I dette tilfellet bestemmes den geografiske breddegraden av formelen:
j= 90 – t +d+ R,
hvor R er astronomisk brytning .
3. For å finne korrigeringer til nordstjernens høyde, er det nødvendig å kjenne den lokale sideriske tiden i observasjonsøyeblikket. For å fastslå det, må du først merke barseltid ved hjelp av en klokke verifisert av radiosignaler, deretter lokal gjennomsnittstid:
Her er tidssonenummeret, og er lengdegraden til stedet, uttrykt i timeenheter.
Lokal siderisk tid bestemmes av formelen
hvor er siderisk tid ved Greenwich Mean Midnight (den er gitt i den astronomiske kalenderen i seksjonen "Sun Ephemerides").
Eksempel. Anta at vi må bestemme breddegraden til et sted i et punkt med lengdegradl= 3t 55m (IV-belte). Høyden på Polarstjernen, målt kl. 21.15 etter barseltid 12. oktober 1964, viste seg å være lik 51˚26". La oss bestemme den lokale gjennomsnittstiden i observasjonsøyeblikket:
T= 21 h15 m- (4 h– 3 h55 m) – 1 h= 20 h10 m.
Fra solens ephemeris finner vi S 0 :
S 0 = 1 h22 m23 Med» 1 h22 m
Den lokale sideriske tiden som tilsvarer observasjonsøyeblikket av Nordstjernen er:
s = 1 h22 m+ 20 h10 m= 21 h32 Korreksjonen 9˚.86∙(T-l), som aldri er mer enn 4 minutter. I tillegg, hvis spesiell målenøyaktighet ikke er nødvendig, kan du erstatte T i denne formelen i stedet for T g. I dette tilfellet vil feilen ved å bestemme siderisk tid ikke overstige ± 30 minutter, og feilen ved bestemmelse av breddegrad vil ikke være mer enn 5" - 6".
Verk nr. 5. Observasjon av Månens bevegelse i forhold til stjernene
og endringer i dens faser
1. Bruk den astronomiske kalenderen og velg en periode som passer for å observere månen (fra nymåne til fullmåne er tilstrekkelig).
2. I løpet av denne perioden, skisser månefasene flere ganger og bestem posisjonen til Månen på himmelen i forhold til de klare stjernene og i forhold til sidene av horisonten.
Legg inn observasjonsresultatene i tabellen .
Månefase og alder i dager
Månens posisjon på himmelen i forhold til horisonten
3. Hvis du har kart over stjernehimmelens ekvatorialbelte, plott månens posisjon for denne tidsperioden på kartet, ved å bruke koordinatene til månen gitt i den astronomiske kalenderen.
4. Trekk en konklusjon fra observasjoner.
a) I hvilken retning i forhold til stjernene beveger månen seg fra øst til vest? Fra vest til øst?
b) I hvilken retning er halvmånen til den unge månen konveks, mot øst eller vest?
Metodiske notater
1. Hovedsaken i dette arbeidet er å kvalitativt merke seg naturen til Månens bevegelse og endringen i dens faser. Derfor er det nok å utføre 3-4 observasjoner med et intervall på 2-3 dager.
2. Tatt i betraktning ulempen med å utføre observasjoner etter fullmåne (på grunn av månens sene oppgang), sørger arbeidet for å observere bare halvparten av månesyklusen fra nymåne til fullmåne.
3. Når du skisserer månefasene, må du være oppmerksom på at den daglige endringen i terminatorens posisjon i de første dagene etter nymånen og før fullmånen er mye mindre enn nær første kvartal. Dette forklares av fenomenet perspektiv mot kantene på disken.
Det er ingenting igjen til nyttår 2017, noe som betyr at alle som ikke er likegyldige til stjernehimmelen og som har en tørst etter kunnskap vil være interessert i å bli kjent med kalender over astronomiske hendelser det kommende året.
Denne artikkelen vil være nyttig ikke bare for ivrige elskere av astronomi, men også for de som også vil delta i praktisk observasjon og studie av fremtidige hendelser i kosmisk skala. Dessuten er 2017 rikt på runde datoer, relatert til mennesker og hendelser relatert til innenlandsk astronautikk.
Vi la spesiell vekt på et slikt fenomen som fullmåne. Siden antikken har folk assosiert forskjellige magiske ritualer med fullmånen; Mange kulturer ga fullmånen (eller perioder knyttet til den) separate navn.
For eksempel, i denne artikkelen vil våre lesere kunne finne ut hva fullmånen ble kalt i en av de indianerstammene i Nord-Amerika. Dette er desto mer interessant fordi denne tradisjonen ble adoptert av noen europeiske nybyggere.
Astronomielskere som er ivrige etter å se glansen til asteroider som streifer rundt i det ytre rom av solsystemet vårt i 2017, vil ikke kunne gjøre det det blotte øye.
Til tross for at glansen til mange gjenstander vil nå 9m(spesielt asteroider Hebe, Irene, Metis og Eunomia), dette ikke nok for en slik observasjon. Den såkalte tilsynelatende størrelsen (det vil si mål på belysning skapt av et himmellegeme) Ceres, den minste dvergplaneten i vårt solsystem, vil i slutten av 2017 være verdien 7,4m.
Lysstyrken til kometer kan også observeres ved hjelp av hjemmeteleskoper. Vi snakker først og fremst om kometer. C/2015 V2 (Johnson), sirkumsolar ikke-periodisk komet C/2011 L4 (PANSTARRS), liten komet Honda-Mrkosa-Paidushakova, en korttidskomet Tuttle-Giacobini-Kresaka og kometen med kortest omløpstid (3,3 år) 2P/Encke. Men hvis du er heldig med været, kan kometen Enckes glans observeres mot bakgrunnen av nattehimmelen i februar det blotte øye.
Av stor interesse sett fra observasjonssynspunkt i 2017 er Venus: På grunn av det faktum at den vil være mye nord for stjernen vår, kan planeten observeres to ganger: kveld og morgen.
I 2017 (spesielt i løpet av de første månedene) har observatører en fantastisk mulighet til å se Jupiter(inkludert noen funksjoner på selve planeten, spesielt de mørke ekvatorialstripene). Kjempens synlighet vil avta 26. oktober, i øyeblikket av Jupiters konjunksjon med solen, men etter bare noen dager på den klare morgenhimmelen vil dette objektet igjen være synlig.
Merkur vil være gode å se gjennom hele året, med unntak av perioden fra 7. februar til 7. mars når planeten går i forbindelse med solen. Og her Mars for en jordisk observatør, på grunn av planetens nærhet til solen i 2017, vil ikke være det beste objektet å observere. Den røde planeten vil inngå i forbindelse med stjernen vår 27. juli 2017.
I kommende 2017 vil det være mulig å registrere 4 formørkelser:
. 11 februar vil skje penumbral måneformørkelse, når Månen passerer den såkalte Jordens penumbrale region (området der Jorden ikke helt kan skjule Månen for Solen). Det er svært vanskelig å registrere dette fenomenet fra jordoverflaten uten passende instrumenter, siden det menneskelige øyet knapt kan oppdage en svak mørkning av Månen;
. 26. februar Det vil bli merket ringformet solformørkelse, når månen, som passerer på tvers av platen til lyskilden vår, ikke er i stand til å dekke den helt på grunn av det faktum at for observatøren viser månens diameter å være mindre enn diameteren til solen;
. 7. august Månen vil delvis være i kjeglen til jordens skyggeområde, noe som betyr at det vil være mulig å snakke om delvis måneformørkelse. Observatører fra Jorden vil bare kunne se den delen av planetens satellitt som vil være i halvskjoldet i det øyeblikket;
. 21. august Innbyggere i noen lokaliteter i flere amerikanske stater vil være heldige nok til å observere Total solformørkelse. For det meste av landet vårt vil denne formørkelsen gå ubemerket hen. Imidlertid vil bare innbyggere på Chukotka-halvøya og det ekstreme nordøst i landet kunne registrere private faser.
Alle astronomiske hendelser som presenteres i denne artikkelen er registrert iht Moskva tid.
Astronomisk kalender 2017
JANUAR
4 januar - topp meteorregnaktivitet Quadrantider, hvis aktivitetstid faller på perioden fra 28. desember til 12. januar. Antall observerte meteorer i timen vil være 120. Strålingen til stjernedusjen befinner seg i stjernebildet Bootes. Når det gjelder Russland, vil denne stjernestrømmen kunne observeres av innbyggere i Fjernøsten og østlige regioner i landet vårt.
10. januar - Månen er i perigeum: klokken 09:01 vil den være på nærmeste avstand fra jorden i januar 2017 - 363242,3 km.
12. januar - 110 år siden fødselen til grunnleggeren av russisk praktisk kosmonautikk, Sergei Pavlovich Korolev.
12. januar - Fullmåne (topp kl. 14:34). Fullulvemånen, det sultne hylet fra mange ulveflokker som suser rundt i amerikanske indianerlandsbyer, gir januarfullmånen navnet sitt.
18. januar - en av de største asteroidene i hovedasteroidebeltet i vårt solsystem vil øke merkbart i lysstyrke - asteroide Vesta. Den tilsynelatende størrelsen vil være 6,2 meter. Dette vil imidlertid ikke være nok til å observere objektet med det blotte øye.
22. januar - Månen ved apogee: kl. 03:12 vil månen være på punktet lengst fra jorden i januar 2017 - 404911,4 km.
28 januar - Nymåne (topp kl. 03:07). Kinesisk nyttår av ildhanen.
FEBRUAR
6. februar - Månen er i perigeum: klokken 16:57 er avstanden fra jorden 368818,7 km.
11 februar - Fullmåne (topp kl. 03:33). På denne dagen, klokken 03:43 Moskva-tid, vil det være penumbral måneformørkelse. Hvis været er passende, vil det være mulig å registrere det fra nesten hele territoriet til landet vårt, bortsett fra det russiske fjerne østen. Kraftig snøfall i denne perioden førte til at de amerikanske indianerne kalte februarfullmånen for fullsnømånen. Forresten, hvis snøfall passerer oss i løpet av denne perioden, kan formørkelsen observeres med det blotte øye.
19. februar - Månen ved apogeum: klokken 00:12 er avstanden fra jorden 404374,7 km.
26. februar - Nymåne (topp kl. 17.59). Den ringformede solformørkelsen, som vil inntreffe denne dagen klokken 17:58 Moskva-tid, vil være synlig for søramerikanere og innbyggere i Sør- og Vest-Afrika. Også denne formørkelsen vil kunne registreres av noen få vitenskapsmenn og forskere som utfører sitt vanskelige oppdrag i Antarktis. I Russland vil observatører ikke kunne registrere dette fenomenet.
Siste start er planlagt i slutten av februar sovjetisk transportør "Soyuz-U"(for å lansere et lasteskip "Progress MS-05"). I fremtiden vil Roscosmos forlate bruken av disse bærerakettene til fordel for mer moderne med større bæreevne.
MARS
mars, 3 - Månen er i perigeum: klokken 10:38 er avstanden fra jorden 369061,2 km.
mars, 6 – Verdens første kvinnelige kosmonaut, Valentina Vladimirovna Tereshkova, fyller 80 år.
12. mars - Fullmåne (topp kl. 17:53). Full Worm Moon (ifølge noen amerikanske indianerstammer). Det er i denne perioden at meitemark vises i stort antall på jordoverflaten, noe som er forårsaket av frigjøring av snø fra jorden som følge av oppvarming.
18. mars - Månen ved apogeum: klokken 20:24 er avstanden fra jorden 404651,9 km.
20. mars - Dag for vårjevndøgn, som markerer begynnelsen på våren for innbyggerne på den nordlige halvkule og slutten av sommeren for innbyggerne på den sørlige halvkule. Tid - 13:28.
26 mars - Det er en sjanse til å observere Venus to ganger (mot bakgrunn av daggry om morgenen og kvelden). Dessuten vil det være mulig å prøve å se planeten med det blotte øye, selv om dette vil være ganske vanskelig.
30. mars - Månen er i perigeum: klokken 15:34 er avstanden fra jorden 363856,0 km.
Astronomiske observasjoner 2017
APRIL
11 april - Fullmåne (topp kl. 09:08). Full Pink Moon - dette er hva de amerikanske indianerne kalte april fullmåne. Grunnlaget for dette var blomster kalt Phlox (fra gresk - "flamme"), som blomstrer i april i Nord-Amerika.
15. april - Månen ved apogeum: klokken 13:05 er avstanden fra jorden 405478,7 km.
16-25 april - Stjernedusj av Lyrids. Meteorskuren topper seg 22. april. Dette fenomenet starfall i Lyra-stjernebildet vil være tydeligst synlig fra den delen av planeten vår som ligger nord for ekvator. Forventet aktivitet til Lyrid-stjernestrømmen i 2017 - ikke mer 16 meteorer i timen. Interessant nok nådde zenittimetallet i 1982, som karakteriserer antallet Lyrid-meteorer observert med det blotte øye, 90.
27. april - Månen er i perigeum: klokken 19:16 er avstanden fra jorden 359329,1 km.
KAN
11. mai - Fullmåne (topp kl. 00:43). Fullblomstmånen, en intens vårblomstringsperiode, kan godt ha vært grunnen til at de amerikanske indianerne kalte mai fullmåne på den måten.
12 mai - Månen ved apogeum: klokken 22:53 er avstanden fra jorden 406210,9 km.
26 mai - Månen er i perigeum: klokken 04:22 er avstanden fra jorden 357210,8 km.
JUNI
den 9. juni - Månen ved apogeum: klokken 01:19 er avstanden fra jorden 406397,6 km.
den 9. juni - Fullmåne (topp kl. 16:10). Full Strawberry Moon - åpenbart i denne perioden samlet amerikanske indianerstammer jordbær (men gitt det faktum at vanlige hagejordbær først ble avlet i Europa på midten av 1700-tallet, snakker vi mest sannsynlig om en slags jordbær - kanskje Virginia jordbær).
21. juni - Sommersolvervsdag For innbyggere på den nordlige halvkule av planeten er det den lengste dagen i året. Tid - 07:24.
23. juni - Månen er i perigeum: klokken 13:51 er avstanden fra jorden 357940,9 km.
JULI
6. juli - Månen ved apogeum: klokken 07:24 er avstanden fra jorden 405932,1 km.
9. juli - Fullmåne (topp kl. 07:07). Full tordenmånen er en periode med intense tordenvær som ga opphav til at de amerikanske indianerne kalte julifullmånen det navnet. Et annet populært navn skyldes det faktum at denne perioden er relatert til den intensive ossifikasjonen av geviret til nordamerikanske hjort (ubelagt beinvev fra fremtidige gevir) og følgelig modningen av hanner. Indianerne sa det - Full Moon of Males.
21 juli - Månen er i perigeum: klokken 20:11 er avstanden fra jorden 361240,2 km.
Astronomiske objekter 2017
AUGUST
2. august - Månen ved apogeum: klokken 20:54 er avstanden fra jorden 405026,6 km.
7. august - Fullmåne (topp kl. 21:11). De amerikanske indianerne i denne perioden likte rikt fiske på grunn av utvandringen av stør fra de store innsjøene. Derav navnet på august fullmåne - Full Sturgeon Moon. På denne dagen vil nesten alle innbyggere i Russland, bortsett fra Fjernøsten, Europa, Afrika, Asia og Australia, kunne observere delvis måneformørkelse.
18. august - Månen er i perigeum: klokken 16:17 er avstanden fra jorden 366124,7 km.
21. august - Nymåne (topp kl. 21:30). Dagen som det vil være en total solformørkelse. Delfaser av dette fenomenet på Russlands territorium kan bare registreres fra noen territorier i Chukotka og Kamchatka. Spesielt vil innbyggerne i den lille byen Carbondale, Illinois ha en unik sjanse til å være vitne til den totale formørkelseshendelsen to ganger i løpet av kort tid - 21. august 2017 og 8. april 2024. Den lengste varigheten av den totale formørkelsesfasen det kommende året vil være 2 minutter og 40 sekunder for en jordisk observatør.
30. august - Månen ved apogeum: klokken 14:27 er avstanden fra jorden 404308,5 km.
SEPTEMBER
6 september - Fullmåne (topp kl. 10:04). Fullkornmånen er perioden da de amerikanske indianerne høstet ikke bare mais, men også mange andre avlinger. Derfor ble fullmånen i september også ofte kalt full høstmåne.
13. september - Månen er i perigeum: klokken 19:07 er avstanden fra jorden 369858,6 km.
17. september - 160-årsjubileet for fødselen til grunnleggeren av russisk teoretisk kosmonautikk, Konstantin Eduardovich Tsiolkovsky.
22. september - Dagen for høstjevndøgn, når samme lengde på dag og natt i denne perioden markerer begynnelsen av høsten på planetens nordlige halvkule og slutten av vinteren på den sørlige. Tid - 21:02.
27. september - Månen ved apogeum: kl. 09:52 er avstanden fra jorden 404345,5 km.
OKTOBER
5. oktober - Fullmåne (topp kl. 21:41). Blant indianerne i Nord-Amerika var denne perioden assosiert med aktiv anskaffelse av kjøtt for overvintring. Derav navnet på oktober fullmåne - Full Hunting Moon.
2. oktober – 7. november - Orionid stjernedusj. Denne meteorskuren, som visuelt ser ut til å dukke opp fra stjernebildet Orion, er en del av Halleys komet. Bekkens største intensitet skjer 21. oktober, mens senittallet for meteorer i timen er 25. Observasjonspunkter er planetens sørlige og nordlige halvkule.
Den 4. oktober - 60 år siden lanseringen av den første kunstige jordsatellitten (Sputnik-1).
9. oktober - Månen er i perigeum: klokken 08:53 er avstanden fra jorden 366859,1 km.
12. oktober - Asteroid 2012 TC4 vil passere ganske farlig nær planeten vår. Selv om sjansene for en kollisjon er ekstremt lave (omtrent 0,00055%), er det fortsatt en sjanse for en kollisjon.
den 25. oktober - Månen ved apogeum: klokken 05:27 er avstanden fra jorden 405152,2 km.
30. oktober - Asteroiden Iris, oppkalt etter regnbuegudinnen i det gamle Hellas, vil øke sin utstråling litt. Størrelsen vil nå 6,9m.
NOVEMBER
4. november - Fullmåne (topp kl. 08:23). Full Beaver Moon - dermed feiret de amerikanske indianerne perioden da dyret de aktet (faktisk beveren) aktivt forberedte seg på begynnelsen av vinteren.
5. november - Månen er i perigeum: klokken 03:11 er avstanden fra jorden 361438,7 km.
6-30 november - Stjerneregn Leonider, med et observert antall meteorer per time på 15. Utbruddet av aktiviteten til denne dusjen, hvis utstråling er i stjernebildet Leo, skjedde i 1966, da det maksimale observerte antallet meteorer per time nådde 150 tusen. Datoen for maksimal aktivitet er 17. november.
21. november - Månen ved apogeum: klokken 21:53 er avstanden fra jorden 406128,9 km.
DESEMBER
3. desember - Fullmåne (topp kl. 18:47). Blant de amerikanske indianerne er det perioden med den fullkalde månen. Et annet navn er Full Moon of the Long Night. Det er klart at valget av disse navnene ikke trenger noen forklaring.
4. desember - Månen er i perigeum: klokken 11:49 er avstanden fra jorden 357493,9 km.
7.-17. desember – Geminidenes stjerneskur, som er en ganske intens meteorregn. Senit-timetallet for meteorer per time er 120. Stjernedusjer-strålen bør søkes i stjernebildet Gemini. Det mest vellykkede observasjonsstedet er jordens nordlige halvkule.
19. desember - Månen ved apogee: klokken 04:25 er avstanden fra jorden 406598,7 km.
21. desember - Vintersolverv, når innbyggere på jordens nordlige halvkule registrerer den lengste natten og den korteste dagen i året på grunn av det faktum at solen stiger over horisonten til den minste høyden for dem. Tid - 19:28.
Forord
Observasjoner og praktisk arbeid innen astronomi spiller en viktig rolle i dannelsen av astronomiske konsepter. De øker interessen for faget som studeres, forbinder teori med praksis og utvikler egenskaper som observasjon, oppmerksomhet og disiplin.
Denne håndboken beskriver forfatterens erfaring med å organisere og gjennomføre praktisk arbeid i astronomi på videregående skole.
Håndboken består av to kapitler. Det første kapittelet gir noen spesifikke merknader om bruk av instrumenter som teleskop, teodolitt, solur osv. Det andre kapittelet beskriver 14 praktiske arbeider, som i hovedsak tilsvarer astronomipensum. Læreren kan gjennomføre observasjoner som ikke er fastsatt i programmet i fritidsaktiviteter. På grunn av det faktum at ikke alle skoler har det nødvendige antallet teleskoper og teodolitter, individuelle observasjoner
Aktivitetene kan kombineres til én leksjon. På slutten av arbeidet gis metodiske instruksjoner for deres organisering og implementering.
Forfatteren anser det som sin plikt å uttrykke takknemlighet til anmelderne M. M. Dagaev og A. D. Marlensky for de verdifulle instruksjonene som ble gitt under forberedelsen av boken for publisering.
Forfatter.
Kapittel I.
UTSTYR FOR ASTRONOMISKE OBSERVASJONER OG PRAKTISK ARBEID
TELESKOPER OG TEODOLITTER
Beskrivelsen og instruksjonene for bruk av disse enhetene er ganske fullstendig presentert i andre lærebøker og i vedlegg til enhetene. Her er bare noen anbefalinger for deres bruk.
Teleskoper
Som du vet, for å nøyaktig installere ekvatorialstativet til et teleskop, må okularet ha et kryss av tråder. En av metodene for å lage et kryss av tråder er beskrevet i "Handbook for an Astronomy Amateur" av P. G. Kulikovsky og er som følger.
På okularmembranen eller en lysring laget i henhold til diameteren på okularhylsen, ved bruk av alkohollakk, må to hår eller to spindelvev limes innbyrdes vinkelrett. For å sikre at trådene er godt stramme når du limer, må du feste lette vekter (for eksempel plasticine-kuler eller pellets) til endene av hårene (ca. 10 cm lange). Plasser deretter hårene langs diameteren på en horisontal ring vinkelrett på hverandre og tilsett en dråpe olje på de riktige stedene, la den tørke i flere timer. Etter at lakken har tørket, skjær forsiktig av endene med vekter. Hvis trådkorset er limt til en ring, må det settes inn i okularhylsen slik at trådkrysset er plassert ved okularmembranen.
Du kan også lage et trådkors ved å bruke den fotografiske metoden. For å gjøre dette må du fotografere to innbyrdes vinkelrette linjer, tydelig tegnet med blekk på hvitt papir, og deretter ta et positivt fotografi fra negativet på en annen film. Det resulterende trådkorset skal kuttes til størrelsen på røret og festes i den okulære diafragmaen.
En stor ulempe med et skolebrytende teleskop er dets dårlige stabilitet på et altfor lett stativ. Derfor, hvis teleskopet er montert på en permanent, stabil stang, blir observasjonsforholdene betydelig forbedret. Stativbolten som teleskopet er montert på, som er en såkalt morsekjegle nr. 3, kan lages på skoleverksteder. Du kan også bruke stativbolten fra stativet som følger med teleskopet.
Selv om de nyeste modellene av teleskoper har søk er det mye mer praktisk å ha et søk med lav forstørrelse (for eksempel et optisk sikte) på teleskopet. Søkeren er installert i spesielle ringstativ slik at dens optiske akse er strengt parallell med teleskopets optiske akse. I teleskoper som ikke har en finner, når du sikter mot svake gjenstander, bør du sette inn et okular med lavest forstørrelse; i dette tilfellet er synsfeltet størst.
nakke. Etter å ha siktet, bør du forsiktig fjerne okularet og erstatte det med et annet med høyere forstørrelse.
Før du retter teleskopet mot svake objekter, er det nødvendig å sette okularet til fokus (dette kan gjøres mot et fjernt terrestrisk objekt eller en lys kropp). For ikke å gjenta siktingen hver gang, er det bedre å markere denne posisjonen på okularrøret med en merkbar linje.
Når du observerer Månen og Solen, bør det tas med i betraktningen at deres vinkeldimensjoner er omtrent 32", og hvis du bruker et okular som gir 80x forstørrelse, vil synsfeltet bare være 30". For å observere planeter, dobbeltstjerner, så vel som individuelle detaljer om månens overflate og formen på solflekker, anbefales det å bruke de høyeste forstørrelsene.
Når du gjør observasjoner, er det nyttig å vite varigheten av bevegelsen til himmellegemer gjennom synsfeltet til et stasjonært teleskop ved forskjellige forstørrelser. Hvis stjernen befinner seg nær himmelekvator, vil den på grunn av jordens rotasjon rundt sin akse bevege seg i teleskopets synsfelt med en hastighet på 15" på 1 minutt. For eksempel når du observerer med en 80 mm refraktorteleskop, synsfeltet i NZb" vil passere stjernen på 6,3 min. Lyset vil passere gjennom et synsfelt på 1°07" og 30" på henholdsvis 4,5 minutter og 2 minutter.
På skoler der det ikke er teleskop, kan du lage et hjemmelaget refraktisk teleskop av en stor linse fra et epidiaskop og et okular fra et skolemikroskop1. Et rør ca. 53 cm langt er laget av takjern i henhold til diameteren på linsen.En treskive med et hull for okularet settes inn i den andre enden av den.
1 En beskrivelse av et slikt teleskop er gitt i artikkelen av B. A. Kolokolov i tidsskriftet "Physics at School", 1957, nr. 1.
Når du lager et teleskop, bør du passe på at de optiske aksene til linsen og okularet faller sammen. For å forbedre klarheten i bildet av så lyse lyskilder som månen og solen, må linsen ha blenderåpning. Forstørrelsen på et slikt teleskop er omtrent 25. Det er ikke vanskelig å lage et hjemmelaget teleskop av brilleglass1.
For å bedømme egenskapene til ethvert teleskop, må du vite om det, slike data som forstørrelse, maksimal oppløsningsvinkel, gjennomtrengende kraft og synsfelt.
Forstørrelsen bestemmes av forholdet mellom brennvidden til linsen F og brennvidden til okularet f (som hver enkelt er enkel å bestemme eksperimentelt):
Denne forstørrelsen kan også finnes fra forholdet mellom linsediameteren D og diameteren til den såkalte utgangspupillen d:
Utgangspupillen bestemmes som følger. Røret fokuserer "til det uendelige", det vil si praktisk talt til et veldig fjernt objekt. Deretter rettes den til en lys bakgrunn (for eksempel en klar himmel), og på millimeterpapir eller sporingspapir, mens du holder det nær okularet, oppnås en klart definert sirkel - bildet av linsen gitt av okularet. Dette vil være utgangseleven.
1 I. D. Novikov, V. A. Shishakov, Hjemmelagde astronomiske instrumenter og observasjoner med dem, "Nauka", 1965.
Den maksimale oppløsningsvinkelen r karakteriserer minimumsvinkelavstanden mellom to stjerner eller trekk ved planetens overflate der de er synlige hver for seg. Teorien om lysdiffraksjon gir en enkel formel for å bestemme r i buesekunder:
der D er linsediameteren i millimeter.
I praksis kan verdien av r estimeres fra observasjoner av nære dobbeltstjerner ved å bruke tabellen nedenfor.
Stjernekoordinater Størrelser på komponenter Vinkelavstand mellom komponenter
For å finne stjernene som er oppført i tabellen, er stjerneatlaset til A. A. Mikhailov1 praktisk.
Plasseringen av noen dobbeltstjerner er vist i figur 1.
1 Du kan også bruke "Training Star Atlas" av A. D. Mogilko, der posisjonene til stjernene er gitt på 14 storskala kart.
Teodolittene
Når du foretar vinkelmålinger med en teodolitt, er det en viss vanskelighet å lese avlesningene på skivene. La oss derfor vurdere mer detaljert et eksempel på lesing ved å bruke en vernier på TT-50 teodolitten.
Begge urskivene, vertikale og horisontale, er delt inn i grader, hver grad i sin tur er delt inn i 3 flere deler, 20" hver. Referanseindikatoren er nullslaget til vernieren (vernier) plassert på alidade. Hvis nullslaget på vernieren sammenfaller ikke nøyaktig med noe slag av lemmet, så bestemmes brøkdelen av delingen av lemmet som slagene ikke sammenfaller med ved hjelp av vernier-skalaen.
Vernieren har vanligvis 40 avdelinger, som i sin lengde dekker 39 avdelinger av lemmen (fig. 2)1. Dette betyr at hver vernier-divisjon er 39/4o av skivedivisjonen, eller med andre ord V40 mindre enn den. Siden en deling av skiven er lik 20", er divisjonen av vernieren mindre enn divisjonen av skiven med 30".
La nullslaget på vernieren innta posisjonen angitt av pilen i figur 3. Vi bemerker at nøyaktig
1 For enkelhets skyld vises sirkelskalaene som rette linjer.
den niende divisjonen av vernieren falt sammen med slaget på skiven. Den åttende divisjonen når ikke det tilsvarende slaget på skiven med 0",5, den syvende - med G, den sjette - med G,5, og nullslaget når ikke det tilsvarende slaget på lemmen (til høyre for it) med 0",5-9 = 4". ,5. Så nedtellingen vil bli skrevet slik1:
Ris. 3. Lesing ved hjelp av vernier
For en mer nøyaktig avlesning er det installert to verniers på hver skive, plassert 180° fra hverandre. På en av dem (som er tatt som den viktigste), telles grader, og minutter tas som det aritmetiske gjennomsnittet av avlesningene til begge verniers. Men for skolepraksis er det nok å telle en vernier om gangen.
1 Vernieren er digitalisert på en slik måte at en avlesning kan foretas umiddelbart. Det matchende slaget tilsvarer faktisk 4",5; dette betyr at 4",5 må legges til tallet 6G20".
I tillegg til sikting, brukes okulartråder for å bestemme avstander ved hjelp av en avstandsmålerstang (en linjal hvor like inndelinger er markert, godt synlig på avstand). Vinkelavstanden mellom de ytterste horisontale gjengene a og b (fig. 4) velges slik at 100 cm av stangen plasseres akkurat mellom disse gjengene når stangen er nøyaktig 100 m fra teodolitten. I dette tilfellet er avstandsmålerkoeffisienten 100.
Okulargjenger kan også brukes til omtrentlige vinkelmål, gitt at vinkelavstanden mellom de horisontale gjengene a og b er 35".
SKOLEMIDDELL
For slike astronomiske målinger som å bestemme solens middagshøyde, den geografiske breddegraden til et sted fra observasjoner av Nordstjernen, avstander til fjerne objekter, utført som en illustrasjon av astronomiske metoder, kan du bruke et skolegoniometer, som er tilgjengelig på nesten alle skoler.
Strukturen til enheten kan sees fra figur 5. På baksiden av bunnen av vinkelmåleren, i midten på et hengsel, er det et rør for montering av vinkelmåleren på et stativ eller på en pinne som kan stikkes inn i bakke. Takket være den hengslede monteringen av røret, kan vinkelskiven installeres i vertikale og horisontale plan. Indikatoren for vertikale vinkler er en loddpil 1. For å måle horisontale vinkler brukes en alidade 2 med dioptrier, og installasjonen av enhetens base styres av to nivåer 3. Et observasjonsrør 4 er festet til den øvre kanten for enkel referanse.
mat om emnet. For å bestemme solens høyde brukes en foldeskjerm 5, hvor det oppnås en lys flekk når røret rettes mot solen.
NOEN INSTRUMENTER PÅ DET ASTRONOMISKE NETTSTEDET
Instrument for å bestemme Middagshøyden til Solnd
Blant de forskjellige typene av denne enheten er den mest praktiske, etter vår mening, kvadranthøydemåleren (fig. 6). Den består av en rett vinkel (to strimler) festet
til den i form av en bue av en metalllinjal og en horisontal stang A, forsterket med trådstolper i midten av sirkelen (som linjalen er en del av). Hvis du tar en metalllinjal 45 cm lang med inndelinger, trenger du ikke markere gradene. Hver centimeter av linjalen vil tilsvare to grader. Lengden på ledningsstativene skal i dette tilfellet være lik 28,6 cm Før måling av solens høyde over middag, må enheten installeres i nivå eller lodd og orienteres med sin nedre base langs middagslinjen.
Himmelsk polindikator
Vanligvis, på en skolegeografisk lekeplass, graves en skråstilt stang eller stang ned i bakken for å indikere retningen til verdens akse. Men for astronomitimer er ikke dette nok, her er det nødvendig å ta vare på målingen
vinkelen som dannes av verdens akse med horisontalplanet. Derfor kan vi anbefale en peker i form av en ca. 1 m lang stang med en ganske stor eklimeter, laget for eksempel av en skolevinkelmåler (fig. 7). Dette gir både større klarhet og tilstrekkelig nøyaktighet ved måling av stanghøyden.
Det enkleste passasjeinstrumentet
For å observere passasjen av armaturer gjennom den himmelske meridianen (som er forbundet med mange praktiske problemer), kan du bruke det enkleste trådpassasjeinstrumentet (fig. 8).
For å montere den, er det nødvendig å tegne en middagslinje på stedet og grave to søyler i endene. Den sørlige søylen må ha tilstrekkelig høyde (ca. 5 m) slik at loddet som er senket fra den dekker
større område av himmelen. Høyden på den nordlige søylen, som den andre loddlinjen går ned fra, er ca 2 m. Avstanden mellom søylene er 1,5-2 m. Om natten skal gjengene belyses. Dette oppsettet er praktisk ved at det lar flere elever observere kulminasjonen av armaturene samtidig1.
Stjernepeker
Stjernepekeren (fig. 9) består av en lysramme med parallelle stenger på en hengslet enhet. Etter å ha rettet en av stolpene mot stjernen, orienterer vi de andre i samme retning. Når du lager en slik peker, er det nødvendig at det ikke er tilbakeslag i hengslene.
Ris. 9. Stjernepeker
1 En annen modell av et passasjeinstrument er beskrevet i samlingen «Nye skoleinstrumenter i fysikk og astronomi», red. APN RSFSR, 1959.
Solur som indikerer lokal tid, sone og barseltid1
Konvensjonelle solur (ekvatorial eller horisontal), som er beskrevet i mange lærebøker, har den ulempen at de er
Ris. 10. Solur med likning av tid graf
De kaller ekte soltid, som vi nesten aldri bruker i praksis. Soluret beskrevet nedenfor (fig. 10) er fri for denne ulempen og er en svært nyttig enhet for å studere spørsmål knyttet til begrepet tid, så vel som for praktisk arbeid.
1 Modellen til denne klokken ble foreslått av A.D. Mogilko og beskrevet i samlingen "Nye skoleinstrumenter i fysikk og astronomi," red. APN RSFSR, 1959,
Timesirkel 1 er installert på et horisontalt stativ i ekvatorplanet, dvs. i en vinkel på 90°-sr, der f er stedets breddegrad. Alidaden 2 som roterer på aksen har et lite rundt hull 3 i den ene enden, og i den andre, på stangen 4, en graf av tidsligningen i form av et åtte-tall. Tidsindikatoren betjenes av tre visere trykket på alidadestangen under hull 3. Når klokken er riktig stilt, viser viseren M lokal tid, viseren I viser sonetiden, og viseren D viser barseltid. Dessuten er pilen M plassert nøyaktig under midten av hull 3 vinkelrett på skiven. For å tegne pilen I, må du kjenne til korreksjonen %-n, der X er lengdegraden til stedet, uttrykt i timeenheter, n er nummeret på tidssonen. Hvis korreksjonen er positiv, er pil I satt til høyre for pil M, hvis negativ - til venstre. Pil D settes fra pil I til venstre ved klokken 1. Høyden på hull 3 fra alidade bestemmes av høyden h på ekvatorlinjen på grafen til tidsligningen plottet på søyle 4.
For å bestemme tiden er klokken nøye orientert langs meridianen med "0-12" linjen, basen settes horisontalt langs nivåene, deretter roteres alidaden til solstrålen som passerer gjennom hull 3 treffer grenen av grafen tilsvarende observasjonsdatoen. I dette øyeblikket vil pilene telle ned tiden.
Astronomi hjørne
Å løse problemer i astronomitimer, å utføre en rekke praktiske arbeider (bestemme breddegraden til et sted, bestemme tid ved solen og stjernene, observere Jupiters satellitter, etc.), samt å illustrere materialet presentert i leksjonene , i tillegg til publiserte tabeller om astronomi, er det nyttig å ha i klasserommet, storskala referansetabeller, grafer, tegninger, resultater av observasjoner, prøver av elevenes praktiske arbeid og annet materiale som utgjør det astronomiske hjørnet. Det astronomiske hjørnet krever også astronomiske kalendere (årboken utgitt av VAGO og School Astronomical Calendar), som inneholder informasjon som er nødvendig for klasser, indikerer de viktigste astronomiske hendelsene og gir data om de siste prestasjonene og funnene innen astronomi.
I tilfelle det ikke er nok kalendere, er det tilrådelig å ha følgende fra referansetabeller og grafer i det astronomiske hjørnet: solnedgang (hver 5. dag); ligning av tid (tabell eller graf), endringer i månens faser og dens deklinasjoner for et gitt år; konfigurasjoner av Jupiters satellitter og tabeller over satellittformørkelser; synlighet av planeter i et gitt år; informasjon om sol- og måneformørkelser; noen konstante astronomiske størrelser; koordinater til de lyseste stjernene osv.
I tillegg trengs et kart over bevegelige stjerner og et pedagogisk stjerneatlas av A. D. Mogilko, et stille stjernekart og en modell av himmelsfæren.
For å registrere øyeblikket for sann middag, er det praktisk å ha et fotorelé spesielt installert langs meridianen (fig. 11). Boksen som fotoreléet er plassert i har to smale spalter, orientert nøyaktig langs meridianen. Sollys som passerer gjennom den ytre spalten (bredden på spaltene er 3-4 mm) nøyaktig ved middagstid, kommer inn i den andre, indre spalten, faller på fotocellen og slår på den elektriske klokken. Så snart strålen fra den ytre spalten beveger seg og slutter å lyse opp fotocellen, slås klokken av. Med en avstand mellom spaltene på 50 cm er signalets varighet ca. 2 minutter.
Hvis enheten er installert horisontalt, må toppdekselet på kammeret mellom den ytre og indre slissen vippes for å sikre at sollys når den indre slissen. Helningsvinkelen til toppdekselet avhenger av solens høyeste middagshøyde på et gitt sted.
For å bruke det medfølgende signalet for å sjekke klokken, er det nødvendig å ha en tabell på fotoreléboksen som angir øyeblikkene for sann middag med et intervall på tre dager1.
Siden ankeret til det elektromagnetiske reléet tiltrekkes når det er mørknet, må kontaktplatene I, som klokkekretsen er slått på, normalt lukkes, det vil si lukkes når ankeret trykkes ned.
1 Beregningen av øyeblikket sann middag er gitt i arbeid nr. 3 (se side 33).
Kapittel II.
OBSERVASJONER OG PRAKTISK ARBEID
Praktiske øvelser kan deles inn i tre grupper: a) observasjoner med det blotte øye, b) observasjoner av himmellegemer ved bruk av teleskop og andre optiske instrumenter, c) målinger ved bruk av teodolitt, enkle goniometre og annet utstyr.
Arbeidet til den første gruppen (observere stjernehimmelen, observere bevegelsen til planetene, observere månens bevegelse blant stjernene) utføres av alle elevene i klassen under veiledning av en lærer eller individuelt.
Når man gjør observasjoner med teleskop, oppstår det vanskeligheter på grunn av at det vanligvis er ett eller to teleskoper på skolen, og det er mange elever. Hvis vi tar i betraktning at observasjonens varighet av hvert skolebarn sjelden overstiger ett minutt, blir behovet for å forbedre organiseringen av astronomiske observasjoner åpenbart.
Derfor er det lurt å dele klassen inn i enheter på 3-5 personer og bestemme observasjonstiden for hver enhet, avhengig av tilgjengeligheten av optiske instrumenter på skolen. I løpet av høstmånedene kan det for eksempel planlegges observasjoner fra kl. Hvis du tildeler 15 minutter til hver enhet, selv med ett instrument, kan hele klassen gjennomføre observasjon på 1,5-2 timer.
Gitt at været ofte forstyrrer observasjonsplaner, bør arbeid utføres i de månedene været er mest stabilt. Hver lenke må utføre 2-3 jobber. Dette er fullt mulig hvis skolen har 2-3 instrumenter og læreren har mulighet til å tiltrekke seg en erfaren laboratorieassistent eller en astronomientusiast fra klassen til å hjelpe.
I noen tilfeller kan du låne optiske instrumenter fra naboskoler til undervisning. For noe arbeid (for eksempel å observere Jupiters satellitter, bestemme størrelsen på solen og månen og andre), er forskjellige spottingskoper, teodolitter, prismekikkerter og hjemmelagde teleskoper egnet.
Arbeidet til den tredje gruppen kan utføres enten av enheter eller av hele klassen. For å utføre det meste av denne typen arbeid, kan du bruke forenklede instrumenter som er tilgjengelige på skolen (gradskiver, eklimetre, gnomon, etc.). (...)
Arbeid 1.
OBSERVASJON AV DEN SYNLIGE DAGLIGE ROTASJONEN AV STJERNEHIMLEN
I. I henhold til posisjonen til de sirkumpolare konstellasjonene Ursa Minor og Ursa Major
1. I løpet av kvelden observerer du (etter 2 timer) hvordan posisjonen til stjernebildene Ursa Minor og Ursa Major endres. "
2. Legg inn observasjonsresultatene i tabellen, og orienter konstellasjonene i forhold til loddlinjen.
3. Trekk en konklusjon fra observasjonen:
a) hvor er rotasjonssenteret til stjernehimmelen;
b) i hvilken retning den roterer;
c) omtrent hvor mange grader roterer stjernebildet på 2 timer?
II. Når armaturene passerer gjennom synsfeltet
fast optisk rør
Utstyr: teleskop eller teodolitt, stoppeklokke.
1. Pek teleskopet eller teodolitten mot en stjerne i nærheten av himmelekvator (i høstmånedene, for eksempel mot Eagle). Still inn høyden på røret slik at diameteren på stjernen går gjennom synsfeltet.
2. Observer den tilsynelatende bevegelsen til stjernen, bruk en stoppeklokke for å bestemme tiden den passerer gjennom synsfeltet til røret1.
3. Å vite størrelsen på synsfeltet (fra et pass eller fra oppslagsverk) og tid, beregn med hvilken vinkelhastighet stjernehimmelen roterer (hvor mange grader i timen).
4. Bestem i hvilken retning stjernehimmelen roterer, ta i betraktning at rør med et astronomisk okular gir et omvendt bilde.
Arbeid 2.
OBSERVASJON AV ÅRLIG ENDRING I UTSEENDE PÅ STJERNEHIMLEN
1. På samme time, en gang i måneden, observer posisjonen til de sirkumpolare stjernebildene Ursa Major og Ursa Minor, samt posisjonen til stjernebildene på den sørlige siden av himmelen (utfør 2 observasjoner).
2. Legg inn resultatene av observasjoner av sirkumpolare konstellasjoner i tabellen.
1 Hvis stjernen har deklinasjon b, skal den funnet tiden multipliseres med cos b.
3. Trekk en konklusjon fra observasjoner:
a) om posisjonen til konstellasjonene forblir uendret på samme time etter en måned;
b) i hvilken retning beveger de sirkumpolare konstellasjonene seg og med hvor mange grader per måned;
c) hvordan posisjonen til stjernebildene på den sørlige siden av himmelen endres: i hvilken retning de beveger seg og med hvor mange grader.
Metodiske notater for gjennomføring av arbeid nr. 1 og 2
1. For raskt å tegne stjernebildene i verk nr. 1 og 2, må elevene ha en ferdig mal av disse stjernebildene, festet fra et kart eller fra figur 5 i en lærebok i skoleastronomi. Fest malen til å peke en (Polar) på en vertikal linje, vri den til linjen "a-p" til Ursa Minor tar riktig posisjon i forhold til loddlinjen, og overfør konstellasjonene fra malen til tegningen.
2. Den andre metoden for å observere himmelens daglige rotasjon er raskere. Men i dette tilfellet oppfatter elevene bevegelsen til stjernehimmelen fra vest til øst, noe som krever ytterligere forklaring.
For en kvalitativ vurdering av rotasjonen av den sørlige siden av stjernehimmelen uten teleskop, kan denne metoden anbefales. Du må stå i en viss avstand fra en vertikalt plassert stang, eller en godt synlig tråd av en loddlinje, som rager stangen eller tråden nær stjernen. I løpet av 3-4 minutter vil stjernens bevegelse mot vest være godt synlig.
3. Endringen i posisjonen til stjernebildene på den sørlige siden av himmelen (verk nr. 2) kan bestemmes av stjernenes forskyvning fra meridianen etter omtrent en måned. Du kan ta stjernebildet Aquila som et observasjonsobjekt. Med retningen til meridianen (for eksempel 2 lodd), blir kulminasjonsøyeblikket for stjernen Altair (en ørn) notert i begynnelsen av september (omtrent klokken 20). En måned senere, på samme time, gjøres en ny observasjon, og ved hjelp av goniometriske instrumenter anslår de hvor mange grader stjernen har forskjøvet seg vest for meridianen (forskyvningen skal være omtrent 30°).
Ved hjelp av en teodolitt kan stjernens forskyvning mot vest merkes mye tidligere, siden den er omtrent 1° per dag.
4. Den første leksjonen om å bli kjent med stjernehimmelen holdes på det astronomiske stedet etter den første innledende leksjonen. Etter å ha gjort seg kjent med stjernebildene Ursa Major og Ursa Minor, introduserer læreren elevene for de mest karakteristiske stjernebildene på høsthimmelen, som de godt må kjenne til og kunne finne. Fra Ursa Major tar elevene en «reise» gjennom Nordstjernen til stjernebildene Cassiopeia, Pegasus og Andromeda. Vær oppmerksom på den store tåken i stjernebildet Andromeda, som er synlig på en måneløs natt med det blotte øye som en svak uskarp flekk. Her, på den nordøstlige delen av himmelen, er stjernebildene Auriga med den klare stjernen Capella og Perseus med den variable stjernen Algol notert.
Vi går tilbake til Big Dipper igjen og ser hvor knekken på "bøtte"-håndtaket peker. Ikke høyt over horisonten på den vestlige siden av himmelen finner vi den lysende oransje stjernen Arcturus (og Bootes), og deretter over den i form av en kile og hele stjernebildet. Til venstre for Volop-
En halvsirkel av dunkle stjerner skiller seg ut - Northern Crown. Nesten i senit lyser Lyra (Vega) sterkt, mot øst langs Melkeveien ligger stjernebildet Cygnus, og fra det rett mot sør er Ørn med den klare stjernen Altair. Vi vender oss mot øst og finner igjen stjernebildet Pegasus.
På slutten av leksjonen kan du vise hvor den himmelske ekvator og den innledende sirkelen av deklinasjoner er. Elevene vil trenge dette når de blir kjent med hovedlinjene og punktene til himmelsfæren og ekvatorialkoordinatene.
I påfølgende klasser om vinteren og våren blir elevene kjent med andre konstellasjoner og gjennomfører en rekke astrofysiske observasjoner (stjernenes farger, endringer i lysstyrken til variable stjerner osv.).
Arbeid 3.
OBSERVASJON AV ENDRINGER I SOLENS MIDDAGSHØYDE
Utstyr: kvadranthøydemåler, eller skolegoniometer, eller gnomon.
1. Mål solhøyden i en måned, en gang i uken ved sann middagstid. Legg inn måleresultatene og data om solens deklinasjon i de resterende månedene av året (tatt annenhver uke) i tabellen.
2. Konstruer en graf over endringer i solens middagshøyde, plott datoene langs X-aksen og middagshøyden langs Y-aksen. På grafen tegner du en rett linje som tilsvarer høyden til ekvatorpunktet i meridianplanet på en gitt breddegrad, merker punktene til jevndøgn og solverv og trekker en konklusjon om arten av endringen i solhøyden i løpet av året.
Merk. Solens middagshøyde kan beregnes ved deklinasjon i de resterende månedene av året ved å bruke ligningen
Metodiske notater
1. For å måle solens høyde ved middagstid, må du enten ha retningen til middagslinjen tegnet på forhånd, eller vite øyeblikket for sann middag i henhold til fastsatt tid. Dette øyeblikket kan beregnes hvis du kjenner tidsligningen for observasjonsdagen, lengdegraden til stedet og tidssonenummeret (...)
2. Hvis klasseromsvinduene vender mot sør, gjør en kvadranthøydemåler installert, for eksempel på en vinduskarm, langs meridianen det mulig å umiddelbart få solhøyden ved sann middagstid.
Når du gjør målinger med en gnomon, kan du også forberede en skala på forhånd på en horisontal base og umiddelbart få verdien av vinkelen Iiq fra lengden på skyggen. For å markere skalaen brukes forholdet
der I er høyden til gnomonen, g er lengden på skyggen.
Du kan også bruke metoden med et flytende speil plassert mellom vindusrammene. En kanin som kastes på den motsatte veggen, ved sann middagstid, vil skjære meridianen som er merket på den med solas høydeskala. I dette tilfellet kan hele klassen, som ser på kaninen, markere middagshøyden til solen.
3. Tatt i betraktning at dette arbeidet ikke krever stor nøyaktighet av målinger og at nær kulminasjonen endres solhøyden noe i forhold til kulminasjonsøyeblikket (ca. 5" i intervallet ± 10 minutter), kan måletiden avvike fra sann middag med 10-15 minutter.
4. Det er nyttig i dette arbeidet å gjøre minst én måling ved bruk av en teodolitt. Det skal bemerkes at når du peker den midtre horisontale tråden på trådkorset under den nedre kanten av solskiven (faktisk under den øvre kanten, siden teodolittrøret gir det motsatte bildet), er det nødvendig å trekke fra vinkelradiusen til solen (omtrent 16") fra det oppnådde resultatet for å oppnå høyden på midten av solskiven.
Resultatet oppnådd ved bruk av en teodolitt kan senere brukes til å bestemme den geografiske breddegraden til et sted hvis dette arbeidet av en eller annen grunn ikke kan utføres.
Arbeid 4.
BESTEMME RETNING AV DEN HIMMELIKE MERIDIANEN
1. Velg et punkt som er praktisk for å observere den sørlige siden av himmelen (du kan gjøre det i et klasserom hvis vinduene vender mot sør).
2. Installer teodolitten og, under dens lodd, senket fra den øvre bunnen av stativet, lag et permanent og godt synlig merke av det valgte punktet. Ved observasjon om natten er det nødvendig å belyse synsfeltet til teodolittrøret lett med spredt lys slik at okulære filamenter er godt synlige.
3. Etter å ha anslått retningen til sørpunktet tilnærmet (for eksempel ved å bruke et teodolittkompass eller peke røret mot nordstjernen og rotere det 180°), pek røret mot en ganske lys stjerne som ligger litt øst for meridianen, sikre alidade av den vertikale sirkelen og røret. Ta tre avlesninger på den horisontale skiven.
4. Uten å endre høydeinnstillingen til røret, overvåk stjernens bevegelse til den er i samme høyde etter å ha passert meridianen. Ta en ny avlesning av den horisontale delen og ta det aritmetiske gjennomsnittet av disse målingene. Dette vil være nedtellingen til sørpunktet.
5. Pek røret i retning mot sørpunktet, dvs. sett nullslaget på vernieren til tallet som tilsvarer den funnet avlesningen. Hvis det ikke er jordiske objekter i synsfeltet til røret som vil tjene som et referansepunkt for sørpunktet, er det nødvendig å "binde" den funnet retningen til et godt synlig objekt (øst eller vest for meridianen) .
Metodiske notater
1. Den beskrevne metoden for å bestemme retningen til meridianen ved like høyder av en stjerne er mer nøyaktig. Hvis meridianen bestemmes av solen, må det huskes at solens deklinasjon er i konstant endring. Dette fører til at kurven som solen beveger seg langs i løpet av dagen er asymmetrisk i forhold til meridianen (fig. 12). Dette betyr at den funnet retningen, som en halv sum av rapporter ved like høyder av solen, vil være litt forskjellig fra meridianen. Feilen i dette tilfellet kan nå opptil 10".
2. For mer nøyaktig å bestemme målingsretningen
diana ta tre avlesninger ved hjelp av tre horisontale linjer tilgjengelig i okularet på røret (fig. 13). Ved å peke røret mot stjernen og bruke mikrometerskruer, plasser stjernen litt over den øvre horisontale linjen. Virker kun med den mikrometriske skruen til alidaden til den horisontale sirkelen og opprettholder høyden på teodolitten, stjernen holdes på den vertikale tråden hele tiden.
Så snart den berører den øvre horisontale tråden a, tas den første tellingen. Deretter passerer de stjernen gjennom de midtre og nedre horisontale trådene b og c og tar den andre og tredje avlesningen.
Etter at stjernen har passert meridianen, fanger du den i samme høyde og tar igjen avlesninger på den horisontale lem, bare i motsatt rekkefølge: først den tredje, deretter den andre og første avlesningen, siden stjernen vil synke etter å ha passert meridianen, og i røret som gir det motsatte bildet, vil hun reise seg. Når de observerer solen, gjør de det samme, og passerer den nedre kanten av solskiven gjennom horisontale tråder.
3. For å knytte den funnet retningen til et merkbart objekt, må du peke røret mot dette objektet (verden) og registrere avlesningen av den horisontale sirkelen. Ved å trekke sørpunktavlesningen fra den, oppnås asimuten til det jordiske objektet. Når du reinstallerer teodolitten på samme punkt, må du peke røret mot et jordisk objekt og, ved å kjenne vinkelen mellom denne retningen og retningen til meridianen, installere teodolittrøret i meridianens plan.
SLUTT PÅ LÆREBOKEN
LITTERATUR
VAGO Astronomical Calendar (Årbok), red. USSR Academy of Sciences (siden 1964 "Vitenskap").
Barabashov N.P., Instruksjoner for observasjon av Mars, red. USSR Academy of Sciences, 1957.
BronshtenV. A., Planeter og deres observasjoner, Gostekhizdat, 1957.
Dagaev M. M., Laboratorieverksted for generell astronomi, "Higher School", 1963.
Kulikovsky P. G., Håndbok for en astronomiamatør, Fizmatgiz, 1961.
Martynov D. Ya., Kurs i praktisk astrofysikk, Fizmatgiz, 1960.
Mogilko A.D., Educational star atlas, Uchpedgiz, 1958.
Nabokov M.E., Astronomiske observasjoner med kikkert, red. 3, Uchpedgiz, 1948.
Navashin M.S., Telescope of an amatørastronom, Fizmatgiz, 1962.
N Ovikov I.D., Shishakov V.A., Hjemmelagde astronomiske instrumenter og instrumenter, Uchpedgiz, 1956.
"Nye skoleapparater for fysikk og astronomi." Artikkelsamling, red. A. A. Pokrovsky, red. APN RSFSR, 1959.
Popov P.I., Offentlig praktisk astronomi, red. 4, Fizmatgiz, 1958.
Popov P. I., Baev K. L., Vorontsov-Veliyaminov B. A., Kunitsky R. V., Astronomi. Lærebok for pedagogiske universiteter, red. 4, Uchpedgiz, 1958.
"Undervisning i astronomi på skolen." Artikkelsamling, red. B. A. Vorontsova-Velyaminova, red. APN RSFSR, 1959.
Sytinskaya N.N., Månen og dens observasjon, Gostekhizdat, 1956.
Tsesevich V.P., Hva og hvordan observere på himmelen, red. 2, Gostekhizdat, 1955.
Sharonov V.V., Solen og dens observasjon, red. 2, Gostekhizdat, 1953.
Skolens astronomiske kalender (årbok), «Opplysning».
Astronomi og kalender
Når du bruker kalenderen, er det knapt noen som tror at astronomer har slitt med samlingen i århundrer.
Det ser ut til at du teller dagen med endringen av dag og natt, noe som er lettere. Men i virkeligheten er problemet med å måle veldig lange tidsperioder, med andre ord å lage en kalender, ekstremt vanskelig. Og uten å observere himmellegemer kan det ikke løses.
Hvis mennesker og deretter forskere ganske enkelt ble enige om noen måleenheter (meter, kilogram), og mange andre er avledet fra dem, ble tidsenhetene gitt av naturen. En dag er varigheten av en rotasjon av jorden rundt sin akse. Månemåneden er tiden da hele syklusen av månefaseendringer skjer. Et år er varigheten av én omdreining av jorden rundt solen. Alt ser ut til å være enkelt. Så hva er problemet?
Men faktum er at alle tre enhetene er avhengige av helt forskjellige naturfenomener og ikke passer inn i hverandre et helt antall ganger.
Månekalender
Begynnelsen på en ny dag og et nytt år er vanskelig å bestemme. Men begynnelsen av månemåneden er enkel, bare se på Månen. Begynnelsen av en ny måned ble bestemt av de gamle fra observasjoner av den første opptredenen av en smal sigd etter nymånen. Derfor brukte gamle sivilisasjoner månemåneden som hovedmåleenhet i lange perioder.
Den sanne varigheten av månemåneden er i gjennomsnitt 29 og en halv dag. Månemåneder ble adoptert av forskjellige lengder: de vekslet mellom 29 og 30 dager. Hele antallet månemåneder (12 måneder) var totalt 354 dager, og varigheten av solåret var hele 365 dager. Måneåret viste seg å være 11 dager kortere enn solåret, og de måtte bringes på linje. Hvis dette ikke gjøres, vil begynnelsen av året i henhold til månekalenderen bevege seg gjennom årstidene over tid. (vinter, høst, sommer, vår). Det er umulig å knytte til en slik kalender verken sesongarbeid eller rituelle hendelser knyttet til solars årssyklus.
Til forskjellige tider ble dette problemet løst på forskjellige måter. Men tilnærmingen til å løse problemet var den samme: i visse år ble en ekstra måned satt inn i månekalenderen. Den beste konvergensen av måne- og solkalenderen er gitt av en 19-års syklus, der i løpet av 19 solår, i henhold til et bestemt system, legges 7 ekstra månemåneder til månekalenderen. Varigheten på 19 solår skiller seg fra varigheten på 235 månemåneder med bare 2 timer.
For praktisk bruk er månekalenderen ikke veldig praktisk. Men i muslimske land er det fortsatt akseptert i dag.
Solkalender
Solkalenderen dukket opp senere enn månekalenderen, i det gamle Egypt, hvor de årlige flommene i Nilen var veldig regelmessige. Egypterne la merke til at begynnelsen av Nilflommen falt tett sammen med utseendet til den lyseste stjernen over horisonten - Sirius, eller Sothis på egyptisk. Ved å observere Sothis bestemte egypterne lengden på solåret til å være lik 365 hele dager. De delte året inn i 12 like måneder på 30 dager hver. Og fem ekstra dager hvert år ble erklært helligdager til ære for gudene.
Men den nøyaktige lengden på solåret er 365,24…. dager. Hvert 4. år akkumulerte de uopprettede 0,24 dagene til nesten en hel dag. Hver periode på fire år kom en dag tidligere enn den forrige. Prestene visste hvordan de skulle rette kalenderen, men gjorde det ikke. De anså det som en velsignelse at Rising of Sothis skjer vekselvis gjennom de 12 månedene. Begynnelsen av solåret, bestemt av oppgangen til stjernen Sothis, og begynnelsen av kalenderåret falt sammen etter 1460 år. En slik dag og et slikt år ble høytidelig feiret.
Kalender i det gamle Roma
I det gamle Roma var kalenderen ekstremt forvirrende. Alle månedene i denne kalenderen, med unntak av den siste, februarius, inneholdt et heldig oddetall dager – enten 29 eller 31. Det var 28 dager i februarus. Totalt var det 355 dager i kalenderåret, 10 dager mindre enn det burde vært. En slik kalender trengte konstante korrigeringer, som var ansvaret til kollegiet av pave, medlemmer av den øverste kaste av prester. Pavene eliminerte avvik i kalenderen med sin makt, og la til flere dager til kalenderen etter eget skjønn. Beslutningene til pavene ble brakt til generell oppmerksomhet av heralder, som kunngjorde utseendet til flere måneder og begynnelsen av nye år. Kalenderdatoer var knyttet til betaling av skatter og renter på lån, overtakelse av embetet som konsuler og tribuner, datoer for helligdager og andre begivenheter. Ved å gjøre endringer i kalenderen på en eller annen måte, kunne pavene fremskynde eller forsinke slike hendelser.
Introduksjon av den julianske kalenderen
Julius Caesar satte en stopper for pavenes vilkårlighet. Etter råd fra den aleksandrinske astronomen Sosigenes reformerte han kalenderen, og ga den selve formen som kalenderen har overlevd til i dag. Den nye romerske kalenderen ble kalt den julianske kalenderen. Den julianske kalenderen begynte å fungere 1. januar 45 f.Kr. Året ifølge den julianske kalenderen inneholdt 365 dager, hvert fjerde år var et skuddår. I slike år ble det lagt en ekstra dag til februar. Dermed var gjennomsnittslengden på det julianske året 365 dager og 6 timer. Dette er nær lengden på det astronomiske året (365 dager, 5 timer, 48 minutter, 46,1..... sekunder), men skiller seg fortsatt med 11 minutter fra det.
Adopsjon av den julianske kalenderen av den kristne verden
I 325 fant det første økumeniske (Nicene) rådet for den kristne kirke sted, som godkjente den julianske kalenderen for bruk i hele den kristne verden. Samtidig ble månens bevegelse med endring av fasene introdusert i den julianske kalenderen, som var strengt orientert mot solen, det vil si at solkalenderen ble organisk kombinert med månekalenderen. Året for proklamasjon av Diokletian som romersk keiser, 284 i henhold til den nåværende aksepterte kronologien, ble tatt som begynnelsen på kronologien. I følge den vedtatte kalenderen falt vårjevndøgn 21. mars. Datoen for den viktigste kristne høytiden, påsken, regnes fra denne dagen.
Introduksjon av kronologi fra Kristi fødsel
I år 248 av Diokletians æra, reiste abbeden til det romerske klosteret Dionysius den lille spørsmålet om hvorfor kristne stammer fra regjeringen til den rasende forfølgeren av kristne. På en eller annen måte bestemte han at år 248 i Diokletians æra tilsvarer år 532 fra Kristi fødsel. Forslaget om å telle årene fra Kristi fødsel vakte i utgangspunktet ikke oppmerksomhet. Først på 1600-tallet begynte innføringen av slik kronologi i hele den katolske verden. Til slutt, på 1700-tallet, adopterte forskere den dionysiske kronologien, og bruken av den ble utbredt. Årene begynte å bli regnet fra Kristi fødsel. Dette er "vår tid".
gregorianske kalender
Det julianske året er 11 minutter lenger enn det solastronomiske året. I 128 år er den julianske kalenderen én dag bak naturen. På 1500-tallet, i perioden siden konsilet i Nikea, trakk dagen for vårjevndøgn seg tilbake til 11. mars. I 1582 godkjente pave Gregor XIII kalenderreformprosjektet. Om 400 år hoppes 3 skuddår over. Av «århundre»-årene med to nuller på slutten, er det bare de som har de første sifrene som er delbare med 4 som skal betraktes som skuddår.Derfor er 2000 et skuddår, men 2100 vil ikke regnes som et skuddår. Den nye kalenderen ble kalt den gregorianske kalenderen. I følge dekretet fra Gregor XIII, etter 4. oktober 1582 kom 15. oktober umiddelbart. I 1583 falt vårjevndøgn igjen 21. mars. Den gregorianske kalenderen eller den nye stilen har også en feil. Det gregorianske året er 26 sekunder lenger enn det burde være. Men et skifte på én dag vil kun samle seg over 3000 år.
Hvilke kalendere levde folk etter i Russland?
I Rus, i før-petrinetiden, ble den julianske kalenderen tatt i bruk, og teller år i henhold til den bysantinske modellen "fra verdens skapelse." Peter 1 introduserte den gamle stilen i Russland, den julianske kalenderen med telling av år "fra Kristi fødsel." Den nye stilen eller den gregorianske kalenderen ble introdusert i vårt land først i 1918. Dessuten, etter 31. januar kom 14. februar umiddelbart. Først fra dette tidspunktet begynte datoene for hendelser i henhold til den russiske kalenderen og kalenderen til vestlige land å falle sammen.
Det føderale byrået for utdanning i den russiske føderasjonen
Statens utdanningsinstitusjon for høyere profesjonsutdanning
AMUR STATE UNIVERSITY
(GOU VPO "AmSU")
om emnet: Astronomiske grunnprinsipper i kalenderen
i disiplinen: Concepts of moderne naturvitenskap
Utfører
elev av gruppe S82 B
Veileder
Ph.D., førsteamanuensis
Blagoveshchensk 2008
Introduksjon
1 Forutsetninger for utseendet til kalenderen
2 elementer av sfærisk astronomi
2.1 Hovedpunkter og linjer i himmelsfæren
2.2 Himmelske koordinater
2.3 Klimaks av armaturene
2.4 Dag, siderisk dag
2.5 Gjennomsnittlig soltid
3 Sesongskifte
3.1 Jevndøgn og solhverv
3.2 Siderisk år
3.3 Stjernetegnskonstellasjoner
3.5 Tropisk, Bessel år
3.6 Presesjon
4 Endring av månefaser
4.1 siderisk måned
4.2 Månekonfigurasjoner og -faser
4.3 Synodisk måned
5 Syvdagers uke
5.1 Opprinnelsen til den syv dager lange uken
5.2 Navn på ukedagene
6 Kalender aritmetikk
6.1 Månekalender
6.2 Lunisolar kalender
6.3 Solkalender
6.4 Funksjoner i den gregorianske kalenderen
Konklusjon
Liste over kilder som er brukt
Naturvitenskap er et system av naturvitenskap, inkludert kosmologi, fysikk, kjemi, biologi, geologi, geografi og andre. Hovedmålet med å studere det er å forstå essensen (sannheten) av naturfenomener ved å formulere lover og utlede konsekvenser fra dem /1/.
Opplæringskurset "Concepts of modern natural science" ble relativt nylig introdusert i det høyere utdanningssystemet og er for tiden grunnlaget for naturvitenskapelig utdanning i opplæring av kvalifisert personell i humanitære og sosioøkonomiske spesialiteter ved russiske universiteter.
Hovedmålet med utdanning er å introdusere et nytt medlem av samfunnet til kulturen som er skapt gjennom menneskehetens tusenårige historie. Konseptet om en "kulturert person" er tradisjonelt forbundet med en person som er fri til å navigere i historie, litteratur, musikk og maleri: vekten, som vi ser, faller på humanitære former for å reflektere verden. Imidlertid har det i vår tid kommet en forståelse av at naturvitenskapenes prestasjoner er en integrert og viktigste del av menneskelig kultur. Et særtrekk ved kurset er at det dekker et ekstremt bredt fagområde.
Hensikten med å skrive dette essayet er å forstå det astronomiske grunnlaget for kalenderen, årsakene til dens forekomst, så vel som opprinnelsen til individuelle konsepter, som dag, uke, måned, år, hvis systematisering førte til utseendet til kalenderen.
For å bruke tidsenheter (dag, måned, år), trengte folk i antikken å forstå dem, og deretter lære å telle hvor mange ganger en eller annen kontoenhet passer inn i en viss tidsperiode og skiller hendelsene av interesse for dem . Uten dette kunne folk rett og slett ikke leve, kommunisere med hverandre, handle, gård osv. Til å begynne med kunne en slik beretning om tid være veldig primitiv. Men senere, etter hvert som menneskelig kultur utviklet seg, med økningen i de praktiske behovene til mennesker, ble kalendere mer og mer forbedret, og begrepene år, måned og uke dukket opp som deres bestanddeler.
Vanskelighetene som oppstår ved utvikling av en kalender skyldes at lengden på dagen, den synodiske måneden og det tropiske året er uforenlige med hverandre. Det er derfor ikke overraskende at i en fjern fortid skapte hver stamme, hver by og stat sine egne kalendere, og laget måneder og år ut av dager på forskjellige måter. Noen steder vurderte folk tid i enheter nær varigheten av den synodiske måneden, og tok et visst (for eksempel tolv) antall måneder i løpet av et år og tok ikke hensyn til endringer i årstidene. Slik så månekalendere ut. Andre målte tid i de samme månedene, men søkte å koordinere lengden på året med endringene i årstidene (lunisolær kalender). Til slutt tok andre årstidene som grunnlag for å telle dager, og tok ikke hensyn til månens faseskifte i det hele tatt (solkalender).
Dermed består problemet med å konstruere en kalender av to deler. For det første, på grunnlag av mange års astronomiske observasjoner, var det nødvendig å fastslå så nøyaktig som mulig varigheten av den periodiske prosessen (tropisk år, synodisk måned), som er tatt som grunnlag for kalenderen. For det andre var det nødvendig å velge kalenderenheter for å telle hele dager, måneder, år av varierende lengde og etablere regler for veksling på en slik måte at den gjennomsnittlige varigheten av et kalenderår over tilstrekkelig lange tidsrom (samt en kalender). måned i måne- og månekalendere) ville være nær det tropiske året (henholdsvis den synodiske måneden).
I sine praktiske aktiviteter kunne folk ikke klare seg uten en viss epoke - et tellesystem. I den fjerne fortiden skapte hver stamme, hver bygd sitt eget kalendersystem og sin egen epoke. Dessuten ble årstallingen noen steder utført fra en virkelig hendelse (for eksempel fra en eller annen herskers komme til makten, fra en ødeleggende krig, flom eller jordskjelv), andre steder - fra en fiktiv, mytisk hendelse , ofte assosiert med folks religiøse ideer . Utgangspunktet for en bestemt epoke kalles vanligvis dens epoke.
Alle bevis om hendelsene i svunne dager måtte sorteres og et passende sted finne dem på sidene i en enkelt verdenshistorie. Dette er hvordan vitenskapen om kronologi oppsto (fra de greske ordene "chronos" - tid og "logos" - ord, studie), hvis oppgave er å studere alle former og metoder for å beregne tid, sammenligne og bestemme de nøyaktige datoene for ulike historiske hendelser og dokumenter, og i bredere forstand – finne ut alderen til restene av materiell kultur funnet under arkeologiske utgravninger, samt alderen til planeten vår som helhet. Kronologi er et vitenskapelig felt der astronomi kommer i kontakt med historien.
Når de studerer utseendet til stjernehimmelen, bruker de konseptet om himmelsfæren - en imaginær sfære med vilkårlig radius, fra den indre overflaten som stjernene ser ut til å være "suspendert". Observatøren befinner seg i sentrum av denne sfæren (ved punkt O) (Figur 1). Punktet på himmelsfæren som ligger rett over observatørens hode kalles senit, og punktet motsatt kalles nadir. Skjæringspunktene mellom jordens imaginære rotasjonsakse ("verdens akse") med himmelsfæren kalles himmelpolene. La oss tegne tre imaginære plan gjennom midten av himmelsfæren: det første vinkelrett på loddet, det andre vinkelrett på verdensaksen, og det tredje gjennom loddet (gjennom midten av sfæren og senit) og verdens akse (gjennom den himmelske polen). Som et resultat får vi tre store sirkler på himmelsfæren (hvis sentrene sammenfaller med sentrum av himmelsfæren): horisonten, himmelekvator og himmelmeridianen. Den himmelske meridianen skjærer horisonten på to punkter: nordpunktet (N) og sørpunktet (S), himmelekvator - ved østpunktet (E) og vestpunktet (W). SN-linjen som definerer retningen nord-sør kalles middagslinjen.
Figur 1 – Hovedpunkter og linjer i himmelsfæren; pilen angir rotasjonsretningen
Den synlige årlige bevegelsen av sentrum av solskiven blant stjernene skjer langs ekliptikken - en stor sirkel, hvis plan danner en vinkel e = 23°27 / med planet til himmelekvator. Ekliptikken skjærer himmelekvator på to punkter (Figur 2): ved vårjevndøgn T (20. eller 21. mars) og ved høstjevndøgn (22. eller 23. september).
2.2 Himmelske koordinater
Akkurat som på en jordklode - en redusert modell av jorden, på himmelsfæren, kan du bygge et koordinatnett som lar deg bestemme koordinatene til enhver stjerne. Rollen til terrestriske meridianer på himmelsfæren spilles av deklinasjonssirkler som går fra verdens nordpol til sør; i stedet for jordiske paralleller, tegnes daglige paralleller på himmelsfæren. For hver armatur (Figur 2) kan du finne:
1. Vinkelavstand EN dens deklinasjonssirkel fra vårjevndøgn, målt langs himmelekvator mot den daglige bevegelsen til himmelsfæren (ligner på hvordan vi måler geografisk lengdegrad langs jordens ekvator X– vinkelavstanden til observatørens meridian fra Greenwich-primmeridianen). Denne koordinaten kalles lysets høyre oppstigning.
2. Vinkelavstand til armaturet b fra himmelekvator – deklinasjonen til en stjerne, målt langs deklinasjonssirkelen som går gjennom denne stjernen (tilsvarer geografisk breddegrad).
Figur 2 – Plassering av ekliptikken på himmelsfæren; Pilen angir retningen til solens tilsynelatende årlige bevegelse
Høyre oppstigning av lyset EN målt i timeenheter - i timer (t eller t), minutter (m eller t) og sekunder (s eller s) fra 0 t til 24 timers deklinasjon b– i grader, med et plusstegn (fra 0° til +90°) i retning fra himmelekvator til den nordlige himmelpolen og med et minustegn (fra 0° til –90°) – mot den sørlige himmelpolen. Under den daglige rotasjonen av himmelsfæren forblir disse koordinatene for hver stjerne uendret.
Posisjonen til hver armatur på himmelsfæren på et gitt tidspunkt kan beskrives med to andre koordinater: dens asimut og vinkelhøyde over horisonten. For å gjøre dette, fra senit gjennom lyset til horisonten, tegn mentalt en stor sirkel - en vertikal. Asimut av stjernen EN målt fra sørpunktet S mot vest til skjæringspunktet mellom det vertikale av armaturet med horisonten. Hvis asimuten telles mot klokken fra sørpunktet, blir den tildelt et minustegn. Høyde på armaturet h målt langs vertikalen fra horisonten til armaturet (Figur 4). Fra figur 1 er det klart at høyden på himmelpolen over horisonten er lik observatørens geografiske breddegrad.
2.3 Klimaks av armaturene
Under jordens daglige rotasjon passerer hvert punkt på himmelsfæren gjennom observatørens himmelmeridian to ganger. Passasjen av en eller annen lyskilde gjennom den delen av buen til den himmelske meridianen der seniten til observatøren befinner seg, kalles den øvre kulminasjonen av lyset. I dette tilfellet når høyden på armaturet over horisonten sin største verdi. I øyeblikket for den nedre kulminasjonen passerer armaturet den motsatte delen av meridianbuen, som nadiren er plassert på. Tiden som har gått etter den øvre kulminasjonen av armaturet måles ved timevinkelen til armaturet U .
Hvis lyset ved den øvre kulminasjonen passerer gjennom den himmelske meridianen sør for senit, er høyden over horisonten i dette øyeblikk lik:
2.4 Dag, siderisk dag
Solen stiger gradvis oppover og når sin høyeste posisjon på himmelen (øyeblikket for den øvre kulminasjonen), hvoretter den sakte går ned for å forsvinne igjen bak horisonten i flere timer. 30 - 40 minutter etter solnedgang, når kveldsskumringen slutter , De første stjernene dukker opp på himmelen. Denne korrekte vekslingen av dag og natt, som er en refleksjon av jordens rotasjon rundt sin akse, ga mennesker en naturlig tidsenhet - dag.
Så en dag er tidsrommet mellom to påfølgende kulminasjoner av solen med samme navn. Begynnelsen på en ekte soldag anses å være øyeblikket for den nedre kulminasjonen av midten av solskiven (midnatt). I samsvar med tradisjonen som kom til oss fra det gamle Egypt og Babylonia, er døgnet delt inn i 24 timer, hver time i 60 minutter, hvert minutt i 60 sekunder. Tid T 0, målt fra den nedre kulminasjonen av sentrum av solskiven, kalles sann soltid.
Men jorden er en ball. Derfor vil dens egen (lokale) tid være den samme bare for punkter som ligger på samme geografiske meridian.
Det har allerede blitt sagt om jordens rotasjon rundt sin akse i forhold til solen. Det viste seg å være praktisk og til og med nødvendig å introdusere en annen tidsenhet - den sideriske dagen, som tidsperioden mellom to påfølgende kulminasjoner av samme stjerne med samme navn. Siden jorden også beveger seg i sin bane mens den roterer rundt sin akse, er den sideriske dagen kortere enn soldagen med nesten fire minutter. Om et år er det nøyaktig én siderisk dag mer enn soldag.
Øyeblikket for den øvre kulminasjonen av vårjevndøgn tas som begynnelsen på den sideriske dagen. Derfor er siderisk tid tiden som har gått siden den øvre kulminasjonen av vårjevndøgn. Det måles ved timevinkelen til vårjevndøgn. Siderisk tid er lik den høyre oppstigningen til armaturet, som er på et gitt tidspunkt ved den øvre kulminasjonen (på dette tidspunktet timevinkelen til armaturet t = 0).
Tidsligningen sier at den sanne solen, i sin bevegelse på himmelsfæren, noen ganger "overtar" gjennomsnittssolen, noen ganger "henger etter" den, og hvis tiden måles av gjennomsnittssolen, kastes skygger fra alle objekter. på grunn av deres belysning av den sanne solen. La oss si at noen bestemmer seg for å bygge et bygg som vender mot sør. Middagslinjen vil indikere ønsket retning for ham: i øyeblikket for den øvre kulminasjonen av solen, når den krysser den himmelske meridianen, "passerer over punktet i sør", faller skygger fra vertikale objekter langs middagslinjen mot Norden. Derfor, for å løse problemet, er det nok å henge en vekt på en tråd og, i det nevnte øyeblikket, kjøre knagger langs skyggen som kastes av tråden.
Men det er umulig å fastslå "med øyet" når sentrum av solskiven skjærer den himmelske meridianen; dette øyeblikket må beregnes på forhånd.
Vi bruker siderisk tid for å bestemme hvilke deler av stjernehimmelen (stjernebildene) som vil være synlig over horisonten på et eller annet tidspunkt i løpet av dagen og året. På ethvert gitt tidspunkt i den øvre kulminasjonen er det de stjernene som EN= 5. Ved å beregne siderisk tid s, bestemmer vi siktforholdene til stjerner og stjernebilder.
Målinger viser at lengden på ekte soldager varierer gjennom året. De har størst lengde 23. desember, kortest 16. september, og forskjellen i varighet på disse dagene er 51 sekunder. Dette skyldes to årsaker:
1) den ujevne bevegelsen til jorden rundt solen i en elliptisk bane;
2) helningen til jordens daglige rotasjonsakse til ekliptikkplanet.
Det er åpenbart umulig å bruke en så ustabil enhet som den sanne dagen når man måler tid. Derfor ble begrepet gjennomsnittssolen introdusert i astronomi . Dette er et fiktivt punkt som beveger seg jevnt langs den himmelske ekvator gjennom året. Tidsperioden mellom to påfølgende kulminasjoner av middelsolen med samme navn kalles den gjennomsnittlige soldagen. Tiden målt fra den lavere kulminasjonen av middelsolen kalles gjennomsnittlig soltid. Det er den gjennomsnittlige soltiden som klokkene våre viser, og vi bruker dem i alle våre praktiske aktiviteter.
2.6 Standard-, barsel- og sommertid
På slutten av forrige århundre ble kloden delt inn i 24 tidssoner hver 15.° i geografisk lengdegrad. Så det inne i hvert belte med et tall N(N varierer fra 0 til 23), klokkene indikerte samme standardtid - T s– gjennomsnittlig soltid for den geografiske meridianen som passerer gjennom midten av dette beltet. Når man beveger seg fra belte til belte, i retning fra vest til øst, øker tiden ved beltets grense brått med nøyaktig en time. Sonen som ligger (i lengdegrad) i båndet tas som null ±7°,5 fra Greenwich-meridianen. Den gjennomsnittlige soltiden for denne sonen kalles Greenwich eller verdensomspennende.
I mange land rundt om i verden, i løpet av sommermånedene av året, praktiseres det å bytte til tiden for den nærliggende tidssonen som ligger i øst.
Russland har også innført sommer tid: om natten den siste søndagen i mars flyttes klokkeviserne en time frem i forhold til barseltiden, og om natten den siste søndagen i september kommer de tilbake.
Jorden roterer rundt sin akse og beveger seg samtidig rundt solen med en hastighet på 30 km/s. I dette tilfellet endrer ikke den imaginære aksen til planetens daglige rotasjon sin retning i rommet, men overføres parallelt med seg selv. Derfor endrer solens deklinasjon kontinuerlig gjennom året (og med forskjellige hastigheter). Så den 21. desember (22) har den den minste verdien lik -23°27", tre måneder senere, den 20. mars (21) er den lik null°, deretter når den den 21. juni (22) den høyeste verdien +23°27 / , 22 ( 23. september) blir igjen lik null, hvoretter solens deklinasjon avtar kontinuerlig frem til 21. desember. Men om våren og høsten er endringshastigheten i deklinasjonen ganske høy, mens i juni og desember det er mye mindre. Dette skaper inntrykk av at solen "står" om sommeren og vinteren i en viss avstand fra himmelekvator i flere dager. Den 21. - 22. desember på den nordlige halvkule, høyden til solen over horisonten på sin høyeste kulminasjon er den laveste; denne dagen i året er den korteste, etterfulgt av årets lengste natt, vintersolverv. Tvert imot, om sommeren 21. eller 22. juni, solens høyde over horisonten ved den øvre kulminasjonen er størst, denne dagen i sommersolverv har lengst varighet 20. eller 21. mars inntreffer vårjevndøgn (Sola i sin synlige årlige bevegelse går gjennom vårjevndøgn fra den sørlige halvkule til den nordlige) , og 22. eller 23. september er det høstjevndøgn. På disse datoene utjevnes lengden på dag og natt. Under påvirkning av attraksjonen som virker på jorden fra andre planeter, endres parametrene for jordens bane, spesielt dens helling til planet til himmelekvator e: planet for jordens bane ser ut til å "snable" og over I løpet av millioner av år svinger denne verdien rundt gjennomsnittsverdien.
Jorden roterer rundt solen i en elliptisk bane, og derfor varierer avstanden fra den litt gjennom året. Planeten vår er nærmest Solen (for øyeblikket) 2.–5. januar, da dens banehastighet er størst. Derfor er varigheten av årstidene ikke den samme: vår - 92 dager, sommer - 94 dager, høst - 90 og vinter - 89 dager for den nordlige halvkule. Vår og sommer (antall dager som har gått fra det øyeblikket solen passerer vårjevndøgn til dens passasje gjennom høstjevndøgn) på den nordlige halvkule varer i 186 dager, mens høsten og vinteren - 179. For flere tusen år siden ble «forlengelsen ” av ellipsen til jordens bane var mindre, derfor var forskjellen mellom de nevnte tidsperiodene mindre. På grunn av endringen i solens høyde over horisonten, skjer det en naturlig endring av årstider. Den kalde vinteren med sine strenge frost, lange netter og korte dager gir plass til en blomstrende vår, deretter en fruktbar sommer, etterfulgt av høst.
3.2 Siderisk år
Ved å sammenligne visningen av stjernehimmelen rett etter solnedgang fra dag til dag i flere uker, kan man legge merke til at solens tilsynelatende posisjon i forhold til stjernene er i kontinuerlig endring: Solen beveger seg fra vest til øst og gjør en hel sirkel i himmelen hver 365.256360 dager, og vender tilbake til den samme stjernen. Denne tidsperioden kalles det sideriske året.
3.3 Stjernetegnskonstellasjoner
For bedre orientering i det grenseløse havet av stjerner, delte astronomer himmelen inn i 88 separate områder - konstellasjoner. Solen beveger seg gjennom 12 stjernebilder, som kalles dyrekretsen, gjennom året.
Tidligere, for rundt 2000 år siden, og til og med i middelalderen, ble den delt inn i 12 like deler på 30° hver for å gjøre det lettere å måle solens posisjon på ekliptikken. Det var vanlig å betegne hver 30° bue med tegnet til dyrekretsen som solen passerte gjennom i en eller annen måned. Dette er hvordan "stjernetegnene" dukket opp på himmelen. Punktet for vårjevndøgn, lokalisert på begynnelsen av århundret, ble tatt som utgangspunkt. e. i stjernebildet Væren. En bue med en lengde på 30° målt fra den ble betegnet med tegnet "værhorn". Så passerte solen gjennom stjernebildet Tyren, så ekliptikkens bue fra 30 til 60° ble betegnet som "Tegnet på Tyren", etc. Beregninger av posisjonen til solen, månen og planetene i "stjernetegnene, ” dvs. faktisk ved visse vinkelavstander fra punktet for vårjevndøgn har det blitt brukt i mange århundrer for å kaste horoskoper.
3.4 Karakteristisk stjerne stiger opp og går ned
På grunn av den kontinuerlige bevegelsen av solskiven på himmelsfæren fra vest til øst, endres utseendet til stjernehimmelen fra kveld til kveld, selv om sakte men kontinuerlig endres. Så hvis på en bestemt tid av året en bestemt konstellasjon av dyrekretsen er synlig på den sørlige delen av himmelen en time etter solnedgang (si, passerer gjennom den himmelske meridianen), så takket være den indikerte bevegelsen til solen på hver påfølgende kveld vil denne konstellasjonen passere meridianen fire minutter tidligere enn den forrige. Når solen går ned, vil den bevege seg mer og mer inn i den vestlige delen av himmelen. Om omtrent tre måneder vil dette stjernebildet forsvinne i kveldsgryns stråler, og etter 10–20 dager vil det være synlig om morgenen før soloppgang på den østlige delen av himmelen. Andre stjernekonstellasjoner og individuelle stjerner oppfører seg omtrent på samme måte. Dessuten avhenger endringen i forholdene for deres synlighet betydelig av observatørens geografiske breddegrad og stjernens deklinasjon, spesielt av dens avstand fra ekliptikken. Så hvis stjernene i dyrekretsen er tilstrekkelig langt unna ekliptikken, er de synlige om morgenen enda tidligere enn kveldssynligheten deres opphører.
Den første opptredenen av en stjerne i morgengryets stråler (dvs. den første morgenoppgangen til en stjerne) kalles dens heliakale (fra gresk "helios" - sol) oppgang. For hver påfølgende dag klarer denne stjernen å stige høyere over horisonten: Solen fortsetter tross alt sin årlige bevegelse over himmelen. Tre måneder senere, når solen står opp, passerer denne stjernen sammen med "sin" konstellasjon allerede meridianen (ved den øvre kulminasjonen), og etter ytterligere tre måneder vil den gjemme seg bak horisonten i vest.
Innstillingen av en stjerne i daggryets stråler, som forekommer bare en gang i året (morgensolnedgang), kalles vanligvis en kosmisk ("rom" - "dekorasjon") solnedgang. Videre kalles stigningen av en stjerne over horisonten i øst ved solnedgang (stiger opp i strålene fra kveldsgry) dens akroniske stigning (fra det greske "akros" - høyest; tilsynelatende var posisjonen lengst fra solen betydde). Og til slutt, innstillingen av en stjerne i strålene fra kveldsgryet kalles vanligvis heliacal setting.
3.5 Tropisk, Bessel år
Når solen beveger seg langs ekliptikken. Den 20. mars (eller 21. mars) krysser senteret av solskiven himmelekvator, og beveger seg fra den sørlige halvkule av himmelsfæren til den nordlige. Skjæringspunktet mellom himmelekvator og ekliptikken - punktet for vårjevndøgn - ligger i vår tid i stjernebildet Fiskene. På himmelen er den ikke "merket" av noen lysende stjerne; astronomer fastslår dens plassering på himmelsfæren med svært høy nøyaktighet fra observasjoner av "referanse"-stjerner nær den.
Tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av sentrum av solskiven gjennom vårjevndøgn kalles det sanne, eller tropiske året. Dens varighet er 365,2421988 dager eller 365 dager 5 timer 48 minutter og 46 sekunder. Det antas at gjennomsnittssolen vender tilbake til punktet for vårjevndøgn i løpet av samme tid.
Lengden på kalenderåret vårt er ikke det samme: det inneholder enten 365 eller 366 dager. I mellomtiden teller astronomer tropiske år av samme varighet. I henhold til forslag fra den tyske astronomen F.W. Bessel (1784–1846), anses begynnelsen av det astronomiske (tropiske) året for å være øyeblikket da den riktige oppstigningen av den gjennomsnittlige ekvatorialsolen er 18 t 40 m.
3.6 Presesjon
Varigheten av det tropiske året er 20 minutter og 24 sekunder kortere enn det sideriske året. Dette skyldes det faktum at punktet for vårjevndøgn beveger seg langs ekliptikken med en hastighet på 50,2 per år mot Solens årlige bevegelse Dette fenomenet ble oppdaget av den antikke greske astronomen Hipparchus i det 2. århundre f.Kr. presesjon, eller forventningen til jevndøgn.Om 72 år vil vårjevndøgnspunktet forskyves langs ekliptikken med 1º, om 1000 år - med 14° osv. Om omtrent 26 000 år vil det gjøre en hel sirkel på himmelsfæren. Tidligere, for rundt 4000 år siden, var vårjevndøgnpunktet lokalisert i stjernebildet Tyren ikke langt fra Pleiadenes stjernehop, mens sommersolverv på dette tidspunktet skjedde i det øyeblikket solen passerte gjennom stjernebildet Løven ikke langt fra stjernen Regulus.
Fenomenet presesjon oppstår fordi jordens form er forskjellig fra sfærisk (planeten vår er så å si flatet ved polene). Under påvirkning av tiltrekningen av solen og månen til forskjellige deler av den "oblate" jorden, beskriver aksen for dens daglige rotasjon en kjegle rundt vinkelrett på ekliptikkplanet. Som et resultat beveger verdens poler seg blant stjernene i små sirkler med radier på omtrent 23°27/. Samtidig skifter hele rutenettet av ekvatorialkoordinater på himmelsfæren, og fra det punktet til vårjevndøgn. På grunn av presesjon endres utseendet til stjernehimmelen på en bestemt dag i året sakte, men kontinuerlig.
3.7 Endring av antall dager i et år
Observasjoner av stjernekulminasjoner over mange tiår har vist at jordens rotasjon rundt sin akse gradvis avtar, selv om størrelsen på denne effekten fortsatt ikke er kjent med tilstrekkelig nøyaktighet. Det er anslått at i løpet av de siste to tusen årene har døgnets lengde økt med gjennomsnittlig 0,002 s per århundre. Denne tilsynelatende ubetydelige mengden, når den akkumuleres, fører til svært merkbare resultater. På grunn av dette vil for eksempel beregninger av øyeblikkene for solformørkelser og forholdene for deres synlighet i fortiden være unøyaktige.
I dag avtar lengden på det tropiske året med 0,54 s hvert århundre. Det anslås at for en milliard år siden var dagene 4 timer kortere enn i dag, og om omtrent 4,5 milliarder år vil jorden bare gjøre ni omdreininger på sin akse per år.
Sannsynligvis det første astronomiske fenomenet som det primitive mennesket ga oppmerksomhet til, var endringen i månens faser. Det var hun som lot ham lære å telle dagene. Og det er ingen tilfeldighet at på mange språk har ordet "måned" en felles rot, i samsvar med røttene til ordene "mål" og "måne", for eksempel latin mensis - måned og mensura - mål, gresk " mene" - Måne og "menn" - måned , engelsk måne – Måne og måned – måned. Og det russiske populære navnet på månen er måned.
4.1 siderisk måned
Når man observerer Månens posisjon på himmelen over flere kvelder, er det lett å se at den beveger seg blant stjernene fra vest til øst med en gjennomsnittshastighet på 13°,2 per dag. Vinkeldiameteren til månen (så vel som solen) er omtrent 0°,5. Derfor kan vi si at for hver dag beveger månen seg østover med 26 av sine diametre, og på en time - med mer enn verdien av diameteren. Etter å ha laget en hel sirkel på himmelsfæren, vender Månen tilbake til den samme stjernen etter 27.321661 dager (=27 d 07 t 43 m ll s,5). Denne tidsperioden kalles siderisk (dvs. siderisk: sidus - stjerne på latin) måned.
4.2 Månekonfigurasjoner og -faser
Som du vet, går Månen, hvis diameter er nesten 4 og massen er 81 ganger mindre enn jordens, i bane rundt planeten vår i en gjennomsnittlig avstand på 384 000 km. Månens overflate er kald og lyser fra reflektert sollys. Når månen roterer rundt jorden eller, som de sier, når månens konfigurasjon endres (fra den latinske konfigurasjonen - jeg gir riktig form) - dens posisjoner i forhold til jorden og solen, den delen av overflaten som er synlig fra planeten vår er opplyst av solen ulikt. Konsekvensen av dette er den periodiske endringen i månens faser. Når Månen under sin bevegelse befinner seg mellom Solen og Jorden (denne posisjonen kalles en konjunksjon), vender den mot Jorden med sin ubelyste side, og da er den ikke synlig i det hele tatt. Dette er en nymåne.
Da den vises på kveldshimmelen, først i form av en smal halvmåne, er månen allerede etter omtrent 7 dager synlig i form av en halvsirkel. Denne fasen kalles første kvartal. Etter omtrent ytterligere 8 dager inntar månen en posisjon rett overfor solen og dens side som vender mot jorden er fullstendig opplyst av den. Fullmånen inntreffer, da står månen opp ved solnedgang og er synlig på himmelen hele natten. 7 dager etter fullmånen begynner det siste kvarteret, når Månen igjen er synlig i form av en halvsirkel, dens konveksitet vendt i den andre retningen, og stiger opp etter midnatt. La oss huske at hvis skyggen av månen faller på jorden i nymåneøyeblikket (oftere glir den "over" eller "under" planeten vår), oppstår en solformørkelse. Hvis månen stuper inn i jordens skygge under en fullmåne, observeres en måneformørkelse.
4.3 Synodisk måned
Tidsperioden hvoretter månens faser gjentas igjen i samme rekkefølge kalles den synodiske måneden. Det er lik 29,53058812 dager = 29 d 12 t 44 m 2 s.8. Tolv synodiske måneder er 354,36706 dager. Dermed er den synodiske måneden uforenlig med enten dagen eller det tropiske året: den består ikke av et helt antall dager og passer ikke uten rest inn i det tropiske året.
Den indikerte varigheten av den synodiske måneden er dens gjennomsnittsverdi, som oppnås som følger: beregn hvor mye tid som har gått mellom to formørkelser langt fra hverandre, hvor mange ganger i løpet av denne tiden månen har endret sine faser, og del den første verdi med sekundet (og velg flere par og finn gjennomsnittsverdien). Siden månen beveger seg rundt jorden i en elliptisk bane, er de lineære og observerte vinkelhastighetene for dens bevegelse på forskjellige punkter i banen forskjellige. Spesielt varierer denne sistnevnte fra ca. 11° til 15° per dag. Månens bevegelse er også svært komplisert av tyngdekraften som virker på den fra solen, fordi størrelsen på denne kraften stadig endrer seg både i tallverdi og retning: den har størst verdi i nymånen og minste i fullmånen. Den faktiske lengden på den synodiske måneden varierer fra 29 d 6 t 15 m til 29 d 19 t 12 m
Kunstige tidsenheter, bestående av flere (tre, fem, syv, osv.) dager, finnes blant mange eldgamle folkeslag. Spesielt talte de gamle romerne og etruskerne dager i "åtte dager" - handelsuker der dagene ble angitt med bokstaver fra A til H; Sju dager av en slik uke var arbeidsdager, de åttende dagene var markedsdager. Disse markedsdagene ble også dager med feiring.
Skikken med å måle tid med en syv-dagers uke kom til oss fra det gamle Babylon og er tilsynelatende forbundet med endringer i månens faser. Faktisk er varigheten av den synodiske måneden 29,53 dager, og folk så månen på himmelen i omtrent 28 dager: økningen i månens fase fra en smal halvmåne til første kvartal fortsetter i syv dager, omtrent det samme beløp fra første kvartal til fullmåne osv.
Men observasjoner av stjernehimmelen ga ytterligere bekreftelse på "eksklusiviteten" til nummer syv. På en gang oppdaget gamle babylonske astronomer at i tillegg til faststjernene, var syv "vandrende" lyskilder også synlige på himmelen, som senere ble kalt planeter (fra det greske ordet "planeter", som betyr "vandrende"). Det ble antatt at disse armaturene kretser rundt jorden og at avstandene deres fra den øker i følgende rekkefølge: Månen, Merkur, Venus, Solen, Mars, Jupiter og Saturn. Astrologi oppsto i det gamle Babylon - troen på at planeter påvirker skjebnen til enkeltpersoner og hele nasjoner. Ved å sammenligne visse hendelser i folks liv med posisjonene til planetene på stjernehimmelen, trodde astrologer at den samme hendelsen ville skje igjen hvis dette arrangementet av armaturer ble gjentatt. Selve tallet syv – antallet planeter – ble hellig både for babylonerne og for mange andre folkeslag i antikken.
Etter å ha delt dagen inn i 24 timer, dannet gamle babylonske astrologer ideen om at hver time på døgnet var under regi av en bestemt planet, som så ut til å "styre" den. Tellingen av timer begynte på lørdag: den første timen ble "styrt" av Saturn, den andre av Jupiter, den tredje av Mars, den fjerde av Solen, den femte av Venus, den sjette av Merkur og den syvende av Månen. Etter dette gjentok syklusen igjen, slik at den 8., -15. og 22. time ble "styrt" av Saturn, den 9., 16. og 23. av Jupiter osv. Til slutt viste det seg at den første timen av neste dag, søndag, ble "styrt" av solen, den første timen av den tredje dagen av månen, den fjerde av Mars, den femte av Merkur, den sjette av Jupiter og den syvende av Venus. Følgelig fikk ukedagene sine navn. Astrologer skildret den påfølgende endringen av disse navnene som en syv-spiss stjerne innskrevet i en sirkel, på toppene som navnene på ukedagene, planetene og deres symboler vanligvis ble plassert (Figur 00).
Figur 3 – Astrologiske bilder av ukens skiftende dager
Disse navnene på ukedagene med navnene på gudene migrerte til romerne, og deretter til kalenderne til mange folk i Vest-Europa.
På russisk gikk navnet på dagen videre til hele syvdagersperioden (sedmitsa, som det en gang ble kalt). Dermed var mandag den «første dagen etter uken», tirsdag var den andre dagen, torsdag var den fjerde, fredag var den femte, og onsdag var virkelig gjennomsnittsdagen. Det er merkelig at i det gamle kirkeslaviske språket også finnes dets eldgamle navn - tredje.
Avslutningsvis bør det bemerkes at den syv dager lange uken spredte seg i Romerriket under keiser Augustus (63 f.Kr. – 14 e.Kr.) på grunn av romernes fascinasjon for astrologi. Spesielt ble det funnet veggbilder av ukedagenes syv guder i Pompeii. Den meget brede distribusjonen og "overlevelsesevnen" av den syv dager lange tidsperioden er tilsynelatende assosiert med tilstedeværelsen av visse psykofysiologiske rytmer i menneskekroppen av tilsvarende varighet.
Naturen har gitt mennesker tre periodiske prosesser som lar dem holde styr på tiden: endringen av dag og natt, endring av månens faser og endring av årstider. På grunnlag av dem ble slike begreper som dag, måned og år dannet. Imidlertid kan antall dager i både et kalenderår og en kalendermåned (samt antall måneder i et år) bare være et heltall. I mellomtiden er deres astronomiske prototyper den synodiske måneden Og tropisk år - inneholder brøkdeler av dagen. «Derfor», sier Leningrad-professor N.I. Idelson (1885–1951), en kjent ekspert på «kalenderproblemet», viser kalenderenheten seg uunngåelig å være feilaktig mot sin astronomiske prototype; Over tid akkumuleres denne feilen, og kalenderdatoer samsvarer ikke lenger med den astronomiske tilstanden.» Hvordan kan disse uoverensstemmelsene forenes? Dette er et rent aritmetisk problem; det fører til etablering av kalenderenheter med ulikt antall dager (for eksempel 365 og 366, 29 og 30) og til fastsettelse av reglene for deres veksling Etter varigheten av det tropiske året og den synodiske måneden har vært pålitelig etablert ved hjelp av astronomiske observasjoner, og vekslingsreglene er hentet fra tallteoretiske kalenderenheter med ulikt antall dager (for eksempel enkelt- og skuddår), kan kalenderproblemet anses som løst. I følge det figurative uttrykket til N. I. Idelson, "får kalendersystemet sin flyt som om det var uavhengig av astronomi", og "for å vende oss til kalenderen, bør vi ikke i det hele tatt ... fokusere på de astronomiske fakta og relasjoner som det er avledet fra ." Og omvendt: "En kalender som forblir i konstant kontakt med astronomi blir tungvint og upraktisk."
Når man vurderer teorien om månekalenderen, kan varigheten av den synodiske måneden med en tilstrekkelig grad av nøyaktighet tas lik 29,53059 dager. Det er klart at den tilsvarende kalendermåneden kan inneholde 29 eller 30 dager. Månekalenderåret består av 12 måneder. Den tilsvarende varigheten av det astronomiske måneåret er:
12X29,53059 = 354,36706 dager.
Vi kan derfor godta at månekalenderåret består av 354 dager: seks «hele» måneder på 30 dager hver og seks «tomme» måneder på 29 dager hver, siden 6 X 30 + 6 X 29 = 354. Og slik at begynnelsen av kalendermåneden som mer presist falt sammen med nymånen, bør disse månedene veksle; for eksempel kan alle måneder med oddetall inneholde 30 dager, og partallsmåneder kan ha 29 dager.
Imidlertid er en tidsperiode på 12 synodiske måneder 0,36706 dager lenger enn månekalenderåret på 354 dager. Over tre slike år vil denne feilen allerede være 3X0.36706= 1.10118 dager. Følgelig, i det fjerde året fra begynnelsen av tellingen, vil nye måner ikke lenger falle på den første, men på den andre i måneden, etter åtte år - på den fjerde osv. Og dette betyr at kalenderen bør korrigeres fra tid til annen: ca hvert tredje år gjør en innsetting på én dag, dvs. i stedet for 354 dager, tell 355 dager i et år. Et år på 354 dager kalles vanligvis et enkelt år, et år på 355 dager kalles et sammenhengende år eller et skuddår.
Oppgaven med å konstruere en månekalender koker ned til følgende: å finne en slik rekkefølge med vekslende enkle og hoppende måneår der begynnelsen av kalendermånedene ikke vil bli merkbart flyttet bort fra nymånen.
Erfaring viser at for hvert 30. år (én syklus) beveger nymåner seg 0,0118 dager frem i forhold til det første antall kalendermåneder, og dette gir en forskyvning på én dag på cirka 2500 år.
Teori. Teorien om lunisolære kalendere er basert på to astronomiske størrelser:
1 tropisk år = 365.242 20 dager;
1 synodisk måned = 29.530 59 dager.
Herfra får vi:
1 tropisk år = 12.368 26 synodiske måneder.
Med andre ord, et solår inneholder 12 hele månemåneder og omtrent en tredjedel mer. Følgelig kan et år i den lunisolære kalenderen bestå av 12 eller 13 månemåneder. I sistnevnte tilfelle kalles året embolisk(fra gresk "embolismos" - innsetting).
Legg merke til at i det gamle Roma og middelalderens Europa ble innsettingen av en ekstra dag eller måned vanligvis kalt interkalering (fra det latinske intercalatio - innsetting), og selve den tilførte måneden ble kalt intercalary.
I den lunisolære kalenderen bør begynnelsen av hver kalendermåned være så nær nymånen som mulig, og den gjennomsnittlige lengden på kalenderåret over syklusen bør være nær lengden på det tropiske året. Innsettingen av en 13. måned gjøres fra tid til annen for å holde starten av kalenderåret så nært som mulig til et tidspunkt i det astronomiske solåret, for eksempel jevndøgn.
6.3 Solkalender
Solkalenderen er basert på lengden på det tropiske året - 365,24220 dager. Herfra er det umiddelbart klart at et kalenderår kan inneholde enten 365 eller 366 dager. Teorien må angi rekkefølgen for veksling av vanlige (365 dager) og skuddår (366 dager) i en bestemt syklus, slik at den gjennomsnittlige lengden av kalenderåret per syklus er så nær lengden av det tropiske året som mulig.
Dermed består syklusen av fire år, og i løpet av denne syklusen foretas en innsetting. Med andre ord, av hvert fjerde år har tre år 365 dager, det fjerde har 366 dager. Et slikt system med skudddager fantes i den julianske kalenderen. I gjennomsnitt er varigheten av et slikt kalenderår 0,0078 dager lengre enn varigheten av det tropiske året, og denne forskjellen utgjør en hel dag over omtrent 128 år.
Siden 1582 har landene i Vest-Europa, og senere mange andre folkeslag i verden, gått over til å telle tid i henhold til den gregorianske kalenderen, hvis prosjekt ble utviklet av den italienske forskeren Luigi Lilio (1520–1576). Lengden på kalenderåret her antas å være 365,24250 dager. I samsvar med verdien av brøkdelen av året /(= 0,2425 = 97/400 i en tidsperiode på 400 år, er den ekstra 366. dagen i året satt inn 97 ganger, dvs. sammenlignet med den julianske kalenderen, her tre dager på 400 år kastes ut .
Andre kalendersystem - ny juliansk kalender, foreslått av den jugoslaviske astronomen Milutin Milanković (1879–1956). I dette tilfellet er gjennomsnittlig lengde av et kalenderår 365,24222.
Innsetting av en ekstra 366. dag i året her må gjøres 218 ganger hvert 900. år. Dette betyr at sammenlignet med den julianske kalenderen, kastes 7 dager ut hvert 900. år i den nye julianske kalenderen. Det foreslås å betrakte som skuddår de århundreårene der antall hundrevis delt på 9 gir en rest på 2 eller 6. De nærmeste slike år, fra 2000, vil være 2400, 2900, 3300 og 3800. Gjennomsnittet lengden på det nye julianske kalenderåret er lengre enn lengden på året tropisk med 0,000022 gjennomsnittlige soldager. Det betyr at en slik kalender gir et avvik på en hel dag på kun 44 000 år.
I den gregorianske kalenderen har et enkelt år også 365 dager, et skuddår 366. Som i den julianske kalenderen er hvert fjerde år et skuddår – det som har løpenummer i vår kronologi som er delelig med 4 uten rest. Samtidig anses imidlertid de århundreårene av kalenderen, hvorav antallet hundrevis ikke er delelig med 4, som enkle (for eksempel 1500, 1700, 1800, 1900, etc.). Spranghundreårene er århundrene 1600, 2000, 2400 osv. Den fulle syklusen til den gregorianske kalenderen består altså av 400 år; Forresten, den første slike syklusen ble avsluttet ganske nylig - 15. oktober 1982, og den inneholder 303 år på 365 dager og 97 år på 366 dager.
Feilen i denne kalenderen på en dag akkumuleres over 3300 år. Følgelig, når det gjelder nøyaktigheten og klarheten til skuddårssystemet (som gjør det lettere å huske), bør denne kalenderen anses som svært vellykket.
For lenge siden la mennesket merke til den sykliske naturen til mange naturfenomener. Solen, etter å ha steget over horisonten, forblir ikke hengende over hodet, men går ned på den vestlige siden av himmelen, for så å stå opp igjen etter en tid i øst. Det samme skjer med månen. Lange, varme sommerdager viker for korte, kalde vinterdager, og tilbake igjen. Periodiske fenomener observert i naturen tjente som grunnlag for å beregne tid.
Den mest populære tidsperioden er dagen, definert av vekslingen mellom dag og natt. Det er kjent at denne endringen er forårsaket av jordens rotasjon rundt sin akse. For å beregne store tidsperioder er dagen til liten nytte, det trengs en større enhet. Dette var perioden med skiftende månens faser - en måned, og perioden med skiftende årstider - et år. Måneden bestemmes av månens rotasjon rundt jorden, og året bestemmes av jordens rotasjon rundt solen. Selvsagt måtte små og store enheter korreleres med hverandre, d.v.s. bringe inn i ett system. Et slikt system, så vel som reglene for bruk for måling av store tidsperioder, ble kalt en kalender.
En kalender kalles vanligvis et bestemt system for å telle lange tidsperioder med deres inndelinger i separate kortere perioder (år, måneder, uker, dager).
Behovet for å måle tid oppsto blant mennesker allerede i antikken, og visse metoder for å telle tid, de første kalenderne oppsto for mange tusen år siden, ved begynnelsen av den menneskelige sivilisasjonen.
1. Archakov I.Yu. Planeter og stjerner. St. Petersburg: Delta, 1999.
2. Gorelov A.A. Konsepter om moderne naturvitenskap. M.: Senter, 2000.
3. Dunichev V.M. Concepts of modern natural science: Educational and methodological manual / Dunichev V.M. – Yuzhno-Sakhalinsk: Sakhalin Book Publishing House, 2000. – 124 s.
4. Klimishin I.A. Kalender og kronologi M: "Vitenskap" Hovedredaksjon for fysisk og matematisk litteratur, 1985, 320 s.
5. Moore P. Astronomi med Patrick Moore / trans. fra engelsk M.: MESSE - PRESSE, 1999.
Laster inn...