Смену даты на судах принято производить не в момент перехода, а в полночь, следующую за переходом.

⇐ ПредыдущаяСтр 7 из 23Следующая ⇒

При следовании судна восточными курсами с полуночи, следующей за пересечением линии дат, на судне повторяется та же дата, что и была.

При следовании западными курсами с полуночи, следующей за пересечением судном линии дат, на судне дата изменяется сразу на две единицы. Изменение даты записывается в судовой журнал.

3. При применении этих правил с момента пересечения 180° меридиана и до следующей полуночи даты сохраняются, а долготы в расчетах считаются сверх 180° в том же направлении. Номер пояса также сохраняется прежним до полуночи.

При кругосветном путешествии с непрерывным счетом дней происходит выигрыш или потеря одних суток – факт, обнаруженный спутниками Магеллана, а также Френсисом Дрейком после возвращение на родину

День весеннего равноденствия, день, когда центр Солнца в своем видимом движении по эклиптике пересекает небесный экватор, переходя из южного полушария в северное. В северном полушарии это 20 или 21 марта. Склонение Солнца d = 0°.

День летнего солнцестояния, день, когда склонение Солнца d = 23.5°N. В северном полушарии это 22 июня.

День осеннего равноденствия, день, когда центр Солнца в своем видимом движении по эклиптике пересекает небесный экватор, переходя из северного полушария в южное. В северном полушарии это 22 или 23 сентября. Склонение Солнца d = 0°.

День зимнего солнцестояния, день, когда склонение Солнца d = 23.5°S. В северном полушарии это 22 декабря.

Деферент, понятие, используемое в геоцентрической модели Птолемея. Согласно этой модели, всякая планета равномерно движется по кругу (эпициклу), центр которого, в свою очередь, движется по другому кругу, который и называется деферентом.

Основанием для такой искусственной конструкции послужила необходимость модели-ровать неравномерное движение планет, в частности, попятное движение, а также объяс-нить изменение их видимой яркости, связанное с изменением расстояния от Земли. Коли-чество деферентов и эпициклов в моделях Птолемея доходило до нескольких десятков.

Диоптры, входящие в комплект секстана металлические угольники, предназначенные для его выверки.

Долгота географическая, угловая координата, определяющая вместе с широтой поло-жение точки на земной поверхности. Измеряется дугой экватора от гринвичского мери-диана до меридиана места, в интервале от 0° до 180° и имеет наименование E или W.

Долгота светила, дуга эклиптики от точки весеннего равноденствия до круга широты светила. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годового движения Солнца по эклиптике, то есть к востоку от точки весеннего равноденствия в интервале от 0° до 360°

Дуга большого круга (ДБК), ортодромия, 1.Кратчайшая линия между двумя точками на поверхности Земли. 2. Наименьший из отрезков дуги большого круга, проходящей через эти точки, часть окружности.

З

Закон всемирного тяготения, между любой парой тел во Вселенной действует сила взаимного притяжения. Если M и m – массы двух тел, а R – расстояние между ними, тогда F = gMm/R2,

где g – гравитационная константа, определяемая экспериментально. В единицах СИ ее значение составляет g = 6, 67.10^-11.

Законы Кеплера,

1-й закон, орбита планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого (общем для всех планет) находится Солнце.

2-й закон, радиус-вектор R планеты в равные времена описывает равные S площади,

S1= S2. Следствие закона – неравномерность движения планеты по орбите. Эта нерав-номерность объясняется: а) эллиптичностью орбиты и б) наклоном земной оси к плоскости эклиптики.

Й закон 2-й закон 3-й закон

3-й закон, квадраты сидерических (звездных) периодов обращений планет вокруг Солнца относятся, как кубы больших полуосей их орбит. Следствие закона – уменьшение лине-йной скорости движения планеты по орбите по мере удаления от Солнца.

Затмение Луны, прохождение Луны через конус земной тени, отбрасываемой Землёй. Затмение Луны может быть полным, частным или полутеневым. Лунное затмение видно на всем ночном полушарии Земли и для всех точек этого полушария начинается и закан-чивается одновременно. На протяжении года может произойти ни одного лунного затмения, а самое большое количество их три. Очевидно, что затмения Луны могут происходить только во время полнолуний.

Лунное затмение

Затмение Солнца, закрытие диска Солнца диском Луны.

Диск Солнца будет закрыт целиком только для наблюдателя, находящегося внутри конуса лунной тени, наибольший диаметр которого на поверхности Земли не превосходит 270 км, в областях полутени видно частное затмение. Из-за эллиптичности лунной орбиты вершина конуса иногда находится над поверхностью Земли, угловые размеры диска Луны при этом меньше углового размера диска Солнца и затмение будет кольцеобразным. За год может произойти самое большее 7 затмений – либо 2 лунных и 5 солнечных, либо 3 лунных и 4 солнечных. Чаще всего в году бывает 2 солнечных и 2 лунных затмения. Краткие сведения о затмениях приводятся в МАЕ на 24 странице.

Полное солнечное Частное солнечное Кольцеобразное

затмение затмение солнечное затмение

Звездная величинаm, безразмерная числовая характеристика яркости объекта, чем меньше значение числа звёздной величины, тем больше блеск данного объекта. Этот термин ввел Гиппарх во II веке до нашей эры. Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую. При этом звезды 2-й величины считались во столько раз слабее звезд 1-й, насколько звезды 3-й величины слабее звезд 2-й и т.д. Звезда 1-й звёздной величины ярче звезды 6 звёздной величины примерно в 100 раз. В древности люди полагали, что звезды находятся на небесной сфере на одном расстоянии от Земли, поэтому различие в яркости звезд объяснялось различием в их реальных размерах или величине. Если светила более яркие, чем звезды нулевой величины, их звездная величина отрицательна: зв. вел. Солнца –26.7, Луны –12.7, Венеры m = – 4.7, Марса m = –2.9, Юпитера m = –2.9, Полярной звезды m = +2.2, Сириуса m = –2.7. Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около шести тысяч звезд, самые слабые звезды имеют звездную величину от+6 до +7.7. Самый далёкий астрономический объект имеет звездную величину +49.8.

Звездное время S, время, протекшее от момента верхней кульминации точки Овна до данного момента, оно измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия. Звездное время зависит от вращения Земли, и, следовательно, шкала звездного времени является неравномерной. Звездное время не имеет даты. В МАЕ звездное время представлено в левой колонке левого разворота ежедневных таблиц.

Звездный год, время, за которое Солнце совершает полный оборот относительно напра-вления на выбранную неподвижную звезду–сидерический год. Тзв= 365, 25636 сут. Звездные сутки, интервал времени между двумя последовательными верхними кульми-нациями точки Овна на одном и том же меридиане; звёздные сутки, на 3^мм56^с короче средних солнечных суток – в этом причина изменения вида звездного неба в данной широте в течении года.

Звездный глобус, модель небесной сферы, предназначенная для приближенного реше-ния задач мореходной астрономии: опознания светила, подбора светил для наблюдений и снятии координат a и d светил. Глобус устанавливается по широте j и местному звездному времени Sм. Повышенный полюс РN(РS) ставится над точкой N (S) азимутального круга. Под кольцо меридиана наблюдателя подводится величина Sм.

Звездный глобус

Полюс, 2 – экватор, 3 – меридиан, 4 – кольцо меридиана наблюдателя, 5 – параллель, 6 – зенит, 7 – истинный горизонт, 8 – крестовина вертикалов, 9 – эклиптика. После ус-тановки глобуса по широте наблюдателя и местному звездному времени наблюдений ме-ридиональное кольцо соответствует меридиану наблюдателя.

1. Установка глобуса по широте места. Развернуть меридиональное кольцо так, чтобы одноименный с широтой места повышенный полюс мира находился над одноименной точкой истинного горизонта. Для установки высоты полюса равной широте места,

поворачивая мери диональное кольцо, подвести отсчет на его боковой шкале равный широте места на уровень истинного горизонта. Глобус установлен по

j = 25.3°N.

Установка по широте места

2. Установка глобуса по звездному местному времени. Поворачивая глобус вокруг оси мира, подвести отсчет шкалы небесного экватора равный Sмк оцифрованной стороне меридионального кольца. Проверить установку глобуса по широте места.

На рисунке звездный глобус установлен по Sм= 311.2°.

⇐ Предыдущая 2 3 4 5 678 9 10 11 Следующая ⇒