Причины смены фаз Луны. Условия наступления и периодичность солнечных и лунных затмений.

Фаза, в астрономии смена фаз происходит из-за периодич. изменения условий освещенности небесных тел по отношению к наблюдателю. Cмена Ф. Лу­ны обусловлена изменением взаимного положения Зем­ли, Луны и Солнца, а также тем, что Луна светит отра­женным от него светом. Когда Луна находится между Солнцем и Землей на прямой, соединяющей их, к Земле обращена неосвещенная часть лунной поверхности, по­этому мы ее не видим. Эта Ф. — новолуние. Через 1— 2 суток Луна отходит от этой прямой, и с Земли виден узкий лунный серп. Во время новолуния та часть Луны, к-рая не освещена прямыми солнечными лучами, все же видна на темном небе. Это явление назвали пепель­ным светом. Через неделю наступает Ф. — первая четверть: освещенная часть Луны составляет полови­ну диска. Затем наступает полнолуние — Луна нахо­дится опять на линии, соединяющей Солнце и Землю, но по др. сторону Земли. Виден освещенный полный диск Луны. Затем начинается убывание видимой части и наступает последняя четверть, т.е. опять можно наблюдать освещенным половину диска. Полный пери­од смены Ф. Луны называется синодическим месяцем.

Затмение, астрономическое явление, при к-ром одно небесное тело полностью или частично закрывает др. или тень одного тела падает на др. Солнечные 3. проис­ходят, когда Земля попадает в тень, отбрасываемую Луной, а лунные — когда Луна попадает в тень Земли. Тень Луны во время солнечного 3. состоит из центральной тени и окружающей ее полутени. При благоприятных ус­ловиях полное лунное 3. может длиться 1 час. 45 мин. Если Луна не полностью входит в тень, то наблюдатель на ночной стороне Земли увидит частное лунное 3. Угловые диаметры Солнца и Луны почти одинаковы, поэтому полное солнечное 3. продолжается всего неск. минут. Когда Луна находится в апогее, ее угловые раз­меры немного меньше, чем Солнца. Солнечное 3. мо­жет произойти, если линия, соединяющая центры Солнца и Луны, пересекает земную поверхность. Диа­метры лунной тени при падении на Землю могут дости­гать неск. сотен километров. Наблюдатель видит, что темный лунный диск не полностью закрыл Солнце, ос­тавив открытым его край в виде яркого кольца. Это т.н. кольцевое солнечное 3. Если же угловые размеры Луны больше, чем Солнца, то наблюдатель в окрестности точки пересечения линии, соединяющей их центры с земной поверхностью, увидит полное солнечное 3. Т.к. Земля вращается вокруг своей оси, Луна — вокруг Зем­ли, а Земля — вокруг Солнца, лунная тень быстро скользит по земной поверхности от точки, где она на нее упала, до др., где ее покинет, и прочерчивает на Земле *полосу полного или кольцевого 3. Частное 3. можно наблюдать, когда Луна загораживает лишь часть Солнца. Время, длительность и картина солнеч­ного или лунного 3. зависят от геометрии системы Зем­ля—Луна—Солнце. Из-за наклона лунной орбиты от­носительно *эклиптики солнечные и лунные 3. проис­ходят не в каждое новолуние или полнолуние. Сравне­ние предсказания 3. с наблюдениями позволяет уточ­нить теорию движения Луны. Поскольку геометрия си­стемы почти точно повторяется каждые 18 лет 10 суток, 3. происходят с этим периодом, называемым саросом. Регистрации 3. с древних времен позволяют проверить воздействие приливов на лунную орбиту.

Видимые движения светил, как следствие их собственного движения в пространстве, вращения Земли и ее обращения вокруг Солнца.

Земля совершает сложные движения: вращается вокруг своей оси (Т=24 ч.), движется вокруг Солнца (Т=1 год), вращается вместе с Галактикой (Т= 200 тыс. лет). Отсюда видно, что все наблюдения, совершаемые с Земли, отличаются кажущимися траекториями. Планеты перемещаются по небосводу то с востока на запад (прямое движение), то с запада на восток (попятное движение). Моменты смены направления называются стояниями. Если нанести этот путь на карту, получится петля. Размеры петли тем меньше, чем больше расстояние между планетой и Землей. Планеты делятся на нижние и верхние (нижние – внутри земной орбиты: Меркурий, Венера; верхние: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Все эти планеты обращаются так же, как и Земля вокруг Солнца, но, благодаря движению Земли, можно наблюдать петлеобразное движение планет. Взаимные расположения планет относительно Солнца и Земли называются конфигурациями планет.

Конфигурации планет, разл. геометрич. расположения планет по отношению к Солнцу и Земле. Нек-рые положения планет, видимые с Земли и измеряемые относительно Солнца, носят спец. названия. На илл. V — внутренняя планета, I— внеш-няя планета, Е — Земля, S — Солнце. Когда внутр. пла­нета лежит на одной прямой с Солнцем, она находится в соединении. К.п. EV₁S и ESV ₂ называются нижним и верхним соединением соответственно. Внеш. плане­та I находится в верхнем соединении, когда она лежит на одной прямой с Солнцем (ESI₄) и в противостоя­нии, когда она лежит в направлении, противоположном Солнцу (I₃ES). Угол между направлениями на планету и на Солнце с вершиной на Земле, напр. I₅ES, называется элонгацией. Для внутр. планеты макс, элонгация имеет место, когда угол EV₈S равен 90°; для внеш. планеты воз­можна элонгация в пределах от 0° ESI₄) до 180° (I₃ES). Когда элонгация равна 90°, говорят, что планета нахо­дится в квадратуре (I₆ES, I₇ES)..

Период, в течение которого планета совершает оборот вокруг Солнца по орбите, называется сидерическим (звездным) периодом обращения – T, период времени между двумя одинаковыми конфигурациями - синодическим периодом - S.

Планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении и совершают полный оборот вокруг Солнца за промежуток времени=сидерическому периоду

для внутренних планет

для внешних планет

S – сидерический период (относительно звёзд), Т – синодический период (между фазами), Т_Å = 1 год.

Кометы и метеоритные тела движутся по эллиптическим, параболическим и гиперболическим траекториям.

2.Принципы определения географических координат по астрономическим наблюдениям.

Существует 2 географические координаты: географическая широта и географическая долгота. Астрономия как практическая наука позволяет находить эти координаты. Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения. Приближенно географическую широту можно определить, измерив высоту Полярной звезды, т.к. она отстоит от северного полюса мира примерно на 1⁰. Можно определить широту места наблюдения по высоте светила в верхней кульминации (Кульминация – момент прохождения светила через меридиан) по формуле:

j = d ± (90 – h), в зависимости от того, к югу или к северу она кульминирует от зенита. h – высота светила, d – склонение, j – широта.

Географическая долгота – это вторая координата, отсчитывается от нулевого Гринвичского меридиана к востоку. Земля разделена на 24 часовых пояса, разница во времени – 1 час. Разница местных времён равна разнице долгот:

T_л1 – T_л2 = л₁ – л₂ Т.о., узнав разность времен в двух пунктах, долгота одного из которых известна, можно определить долготу другого пункта.

Местное время – это солнечное время в данном месте Земли. В каждой точке местное время различно, поэтому люди живут по поясному времени, т. е. по времени среднего меридиана данного пояса. Линия изменения даты проходит на востоке (Берингов пролив).