II. По высоте Полярной звезды

⇐ ПредыдущаяСтр 2 из 5Следующая ⇒

1. Пользуясь теодолитом, эклиметром или школьным угломером, измерить высоту Полярной звезды над горизонтом. Это и будет приближенное значение широты с ошибкой около 1˚.

2. Для более точного определения широты с помощью теодолита надо в полученное значение высоты Полярной звезды ввести алгебраическую сумму поправок, учитывающую отклонение ее от полюса мира. Поправки обозначаются цифрами I, II, III и даются в Астрономическом календаре - ежегоднике в разделе "К наблюдениям Полярной".Широта с учетом поправок вычисляется по формуле: j = h – (I + II + III)

Если учесть, что величина I изменяется в пределах от - 56' до + 56' , а сумма величин II + III не превышает 2', то в измеренную величину высоты можно вводить только поправку I. При этой значение широты получится с ошибкой, не превышающей 2', что для школьных измерений вполне достаточно.Точнее, чем по Солнцу, можно определить широту по высоте звезды в кульминации с учетом рефракции. В этой случае географическая широта определится по формуле:j = 90 – h + d + R,где R - астрономическая рефракция¹.

Для нахождения поправок к высоте Полярной звезды необходимо знать местное звездное время в момент наблюдения. Для его определения надо по выверенный по радиосигналам часам отметить сначала декретное время, затем местное среднее время:Здесь - номер часового пояса, - долгота места, выраженная в часовой мерегде - звездное время в среднюю гринвичскую полночь (оно дается в Астрономическом календаре в разделе "Эфемериды Солнца").Пример. Пусть требуется определить широту места в пункте с долготой l = 3ч 55м (IV пояс). Высота Полярной звезды, измеренная в 21ч 15м по декретному времени 12 октября 1964 г, оказалась равной 51˚26' . Определим местное среднее время в момент наблюдения:Т= 21^ч15^м - (4^ч – 3^ч55^м) – 1^ч = 20^ч10^м.Из эфемерид Солнца находим S₀:S₀= 1^ч22^м23^с » 1^ч22^мМестное звездное время, соответствующее моменту наблюдения Полярной звезды равно:s = 1^ч22^м + 20^ч10^м = 21^ч32^м.Из Астрономического календаря величина I равна:I= + 22',4Следовательно, широта j = 51˚26' - 22' = 51˚04'.

Контрольные вопросы

1. Расскажите об основных способах определения географической широты.

2. Для чего на кораблях в средние века нужен был астроном?

ПРАКТИЧЕСКАЯ РАБОТА 2

Тема:Законы Кеплера – законы движения небесных тел.

Цели и задачи: обобщить знания, полученные по теме;научить видеть проявления изученных закономерностей в окружающей жизни;

формировать навыки решения качественных и расчетных задач.

Краткие теоретические сведения

Законы Кеплера Первый закон Кеплера. Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.Второй закон Кеплера (закон равных площадей). Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равновеликие площади. Другая формулировка этого закона: секториальная скорость планеты постоянна.

Третий закон Кеплера. Квадраты периодов обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит. Третий закон Кеплера применим только к эллиптическим орбитам.

Содержание работы

Тестовое задание

Вариант I:

1. Ближайшую к Солнцу точку орбиты называют…

А) Афелием;
Б) Перигелием;

В) Эксцентриситетом.

2. Ближайшая к Земле точка орбиты Луны или какого-нибудь искусственного спутника Земли называется…

А) Перигелием;
Б) Апогеем;
В) Перигеем.

3. Объясните с помощью закона Ньютона, почему спутники удерживаются на орбитах около своих планет.

А) На своей орбите около планеты спутник удерживается вследствие сложения двух движений – прямолинейного движения по инерции и движения к планете, вызываемого ее притяжением.
Б) На своей орбите около планеты спутник удерживается вследствие прямолинейного движения по инерции.
В) На своей орбите около планеты спутник удерживается вследствие движения к планете, вызываемого ее притяжением.
4. Приведите два факта, которые подтверждают аккреционную (аккреция – конденсация вещества) теорию образования Солнечной системы.

А) Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном и том же направлении. Орбиты всех планет лежат почти в плоскости эклиптики.
Б) Планеты гиганты обращаются вокруг Солнца в одном направлении, а планеты земной группы – в другом направлении.
В) Часть планеты Солнечной системы обращаются вокруг Солнца с запада на восток, а другая часть – наоборот. Орбиты всех планет лежат почти в плоскости эклиптики.
5. Как меняется значение скорости движения планеты при ее перемещении от перигелия к афелию?

А) Уменьшается согласно второму закону Кеплера: в перигелии она минимальна, а в афелии максимальна.

Б) Увеличивается согласно второму закону Кеплера: в перигелии она максимальна, а в афелии минимальна.

В) Уменьшается согласно второму закону Кеплера: в перигелии она максимальна, а в афелии минимальна.

6. Почему движение планет происходит не в точности по законам Кеплера?

А) В Солнечной системе не одна планета, а много, и каждая из них испытывает со стороны других возмущения.
Б) В Солнечной системе не одна планета, а много, и каждая из них движется петлеобразно.
В) В Солнечной системе не одна планета, а много, и каждая из них практически имеет несколько спутников.

7. Как зависят периоды обращения спутников от массы планет?

А) Чем меньше масса, тем меньше периоды спутников.
Б) Чем больше масса , тем больше периоды спутников.
В) Чем больше масса, тем меньше периоды спутников.

8. Как далеко от Солнца находится планета, если ее орбитальный период составляет 8 лет?

А) 3 а.е.

Б) 2 а.е.
В) 4 а.е.

9. Большая полуось орбиты Марса 1,5 а.е. Чему равен звездный период его обращения вокруг Солнца?

А) 29, 3 лет
Б) 18,65 года.
В) 1,86 года.

10. Когда Земля (4 января) находится в перигелии, Солнце движется по небу с угловой скоростью 61' в сутки, а 4 июля, когда Земля в афелии, - 57' в сутки. Определите эксцентриситет земной орбиты.

Вариант II:

1. Наиболее удаленную к Солнцу точку называют…

А) Афелием;
Б) Перигелием;

В) Эксцентриситетом.

2. Наиболее удаленная к Земле точка орбиты Луны или какого-нибудь искусственного спутника Земли называется…

А) Перигелием;
Б) Апогеем;
В) Перигеем.

3. Что удерживает планеты на их орбитах вокруг Солнца?

А) На орбитах вокруг Солнца планета удерживается вследствие сложения двух движений – прямолинейного движения по инерции и движения к планете, вызываемого ее притяжением.
Б) На орбитах вокруг Солнца планета удерживается вследствие сложения прямолинейного движения по инерции и движения по направлению к Солнцу под действием силы солнечного притяжения.
В) На своей орбите около Солнца планета удерживается вследствие прямолинейного движения по инерции.

4. Как меняется значение скорости движения планеты при ее перемещении от афелия к перигелию?

А) В афелии скорость планеты максимальная, затем она возрастает и в перигелии становится минимальной.
Б) В афелии скорость планеты минимальная, затем она возрастает и в перигелии становится максимальной.
В) В афелии скорость планеты минимальная, затем она возрастает и в перигелии становится равной нулю.
5. Как происходит видимое движение планет?

А) Планеты перемещаются петлеобразно.
Б) Планеты перемещаются по окружности.
В) Планеты перемещаются по эллипсу.

6. В чем состояло уточнение Ньютоном третьего закона Кеплера?

А) Во введении в формулу третьего закона Кеплера множителя, учитывающего суммарную массу Солнца и планеты.
Б) Во введении в формулу второго закона Кеплера множителя, учитывающего суммарную массу Солнца и планеты.
В) Во введении в формулу первого закона Кеплера множителя, учитывающего суммарную массу Солнца и планеты.
7. При каких условиях движение небесных тел будет происходить в точности по законам Кеплера?

А) Если в Солнечной системе одна планета.

Б) Если в Солнечной системе не одна планета, а много, и каждая из них испытывает со стороны других возмущения.
В) В случае, если существуют лишь два взаимно притягивающихся тела.

8. Большая полуось орбиты Юпитера 5 а.е. Каков звездный период его обращения вокруг Солнца?

А) 11,5 года
Б) 29, 3 лет
В) 1, 86 лет

9. Звездный период обращения Юпитера вокруг Солнца составляет 12 лет. Каково среднее расстояние Юпитера до Солнца?

А) 5 а.е.
Б) 12,6 а.е.
В) 0,6 а.е.

10. Комета Галлея имеет эксцентриситет е=0,967 и период обращения 76 лет. Определите большую полуось орбиты, перигельное и афельное расстояния кометы. Где расположен афелий кометы?

Ответы:

Вариант I: 1- Б; 2 – В;3 – А;4 – А;5 – В;6 – А;7 – В;8 - В;9 - В;

Вариант II: 1- А;2 – Б;3 – Б; 4 – Б;5 – А;6 – А;7 – В;8 – А; 9 - А;

Вариант I:

Решение задачи №8: Согласно третьему закону Кеплера, а³=Т², где а - расстояние планеты от Солнца, Т – орбитальный период планеты в годах находится из наблюдений.

а³=Т², а³=8² = 64, значит, а = = 4а.е.

Решение задачи №9: Согласно третьему закону Кеплера, а³=Т², где а - расстояние планеты от Солнца, Т – орбитальный период планеты в годах находится из наблюдений.

Т = Т = ³ года = 1, 86 года.

Решение задачи №10: Пусть в перигелии Vп = 61' в сутки, в афелии Vа = 57' в сутки; по третьему закону Кеплера и с учетом угловой скорости в афелии и перигелии имеем

Vа² = G•M•(1 + e)/ a•( 1- e); Vп² = G•M•(1 - e)/ a•( 1 + e); Vа/ Vп = (1 - e)/ ( 1 + e); определим перигельноеq = а(1 – е); афельноеQ = а(1 +е);

отсюда эксцентриситет земной орбиты е = Vп – Vа/ Vп + Vа = 61-57/61+57 = 0,0338.

Вариант II:

а³=Т², значит, Т = ³ года = 1, 86 года.

Решение задачи №9: Если принять расстояние Земли от Солнца и период обращения за 1, то по третьему закону Кеплера а = ² = 5 а.е.

Решение задачи №10: Используя третий закон Кеплера значение большой полуоси Земной орбиты, определяем перигельноеq и афельноеQ расстояния; где а для Земли 1а.е., Тз земли 1 год, Тг = 76 лет.

T²/Tз² = а³/aз³; а = = 17,942 а.е.

q = а (1 - е) = 17,942(1 – 0, 967) = 0, 592 а.е.

Q = а(1 + е) = 17,942(1 + 0, 967) = 35,292 а.е.

Контрольные вопросы

1. Сформулируйте законы Кеплера.

2. Расскажите об особенностях законов Кеплера.

ПРАКТИЧЕСКАЯ РАБОТА 3

Тема:Определение расстояний до тел Солнечной системы

формировать навыки решения качественных и расчетных задач.

Дата добавления: 2019-02-26; просмотров: 874; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

⇐ Предыдущая 123 4 5 Следующая ⇒

Мы поможем в написании ваших работ!