Вид Нептуна с поверхности спутника

⇐ ПредыдущаяСтр 14 из 23Следующая ⇒

Нептунбыл открыт в Берлинской обсерватории 24 сентября 1846 г. И. Галле на осно-вании расчётов У. Леверье. Независимо от Леверье аналогичные расчёты для поисков заурановой планеты произвёл Д.К. Адамс. Открытие Нептуна – одно из важнейших астрономических открытий XIX века, сделанное благодаря предварительным вычислениям (согласно фразе Д. Араго, ставшей крылатой – «планета, открытая на кончике пера»). Синий цвет планеты объясняется большим количеством метана в ее атмосфере.

Новолуние, фаза Луны, при которой её эклиптическая долгота такая же, как у Солнца. Таким образом, в это время Луна находится между Землёй и Солнцем примерно на одной прямой с ними. Если они находятся точно на одной прямой, происходит солнечное зат-мение. Луна при новолунии не видна на ночном небе, поскольку она в это время очень близка к Солнцу на небесной сфере (не дальше 5°) и при этом повёрнута к нам ночной стороной. Но иногда её можно увидеть на фоне солнечного диска (солнечное затмение). Кроме того, спустя некоторое время (обычно около двух дней) после или до новолуния при очень ясной атмосфере всё-таки можно заметить диск Луны, освещённый отражён-ным от Земли слабым светом (пепельный свет Луны).

Нутация, колебания оси вращения Земли, налагающиеся на прецессионное ее движение. Причиной этих колебаний является непостоянство величин и направлений сил лунно-солнечного притяжения. Вследствие этого движения земной оси полюсы мира описывают на небесной сфере эллипс с осями 18.42" и 13.72".

О

Обсервация, процесс наблюдений светил и обработки этих наблюдений.

Обратное движение планет, видимое (попятное) движение планет по небесной сфере, вызванное реальным движением планет в одну сторону, но с разными скоростями.

Обратное и петлеобразное движения планет Объяснение петлеобразного движения

В геоцентрической системе Птолемея петлеобразное движение планет объяснялось сло-жной системой эпициклов (их число доходило до 40), деферентов и эквантов. Система Птолемея не только объясняла видимые движения планет, но и позволяла вычислять их положения на будущее время с точностью, удовлетворявшей несовершенным наблю-дениям невооруженным глазом. Поэтому, хотя и неверная в своей основе, она сначала не вызывала серьезных возражений, а впоследствии открытые возражения против нее жестоко подавлялись христианской церковью. Разногласия же теории с наблюдениями, которые обнаруживались по мере повышения точности наблюдений, устранялись путем усложнения системы. Так, например, некоторые неправильности в видимых движениях планет, открытые позднейшими наблюдениями, объяснялись тем, что вокруг центра первого эпицикла обращается не планета, а центр второго эпицикла, по окружности которого движется уже планета. Когда и такое построение для какой-либо планеты оказывалось недостаточным, то вводили третий, четвертый и т.д. эпициклы, пока положение планеты на окружности последнего из них не давало более или менее сносного согласия с наблюдениями. К началу XVI в. система Птолемея была настолько сложна, что не могла уже удовлетворить тем требованиям, которые предъявлялись к астрономии практической жизнью, в первую очередь мореплаванием. Нужны были более простые методы вычисления положений планет, и такие методы были созданы благодаря великому творению гениального польского ученого Николая Коперника, заложившему основы новой астрономии, без которых не могла бы возникнуть и развиваться современная астрономия.

Окта́ нт, угломерный астрономический инструмент. Шкала октанта составляет 1/8 часть окружности. Октант применялся в мореходной астрономии; практически вышел из употребления.

Инструмент был изобретен в 1731 году британским оптиком Джоном Хэдли и независимо от него американцем Томасом Годфри. Октант получил широкое распространение и начал вытеснять астролябию. В начале второй половины 18 века появилась более совершенная модель октанта – секстан.

Окта́ нт, маленькое созвездие южного полушария неба, включающее Южный полюс мира.

Занимает на небе площадь в 291, 0 квадратного градуса и содержит 56 звёзд, видимых невооружённым глазом. Звезда σ Октанта – ближайшая к полюсу звезда, видимая нево-оружённым глазом (звёздная величина 5, 5), но она настолько слабая, что не может быть использована для навигации.

Опознание светила, определение с помощью звездного глобуса или определителя звезд названия светила, наблюдаемого в разрывах облаков. Если при наблюдении были изме-рены высота и азимут светила, то для опознания необходимо выставить звездный глобус по широте и местному звездному времени, подвести любой вертикал на полученное значение пеленга и под значением измеренной высоты на вертикале увидеть искомое светило. Если в найденном месте нет никакого светила, но это место рядом с эклип-тикой, то опознаваемым светилом является планета. Далее, через полученное место мыс-ленно проводятся меридиан и параллель, в точке пересечения меридиана с экватором снимается величина прямого восхождения a, в пересечении меридиана и параллели сни-мается величина склонения d. Далее, среди четырех значений прямых восхождений планет приведенных в самой нижней строке левого разворота МАЕ на заданную дату, находится наиболее близкое к полученному. Если еще и значение склонения предпо-лагаемой планеты совпадет с найденным, то можно считать, что найденное светило явля-ется искомой планетой.

Определение места судна по измерениям высот светил, определение широты и долготы судна:

I. Днем по Солнцу – наблюдения называются разновремеными. Применяется следующий порядок действий:

1. Расчитывается время первых и вторых наблюдений при условии, что разность азимутов Солнца между этими наблюдениями DА < 40° – 60°;

2. Секстан подготавливается к измерениям высот Солнца;

3. По Солнцу определяется поправка индекса секстана;

4. Секундомер синхронизируется с UTC (вместо секундомера в последнее время используют различные гаджеты);

5. Измеряются 3 высоты Солнца с регистрацией времени;

6. На момент конца наблюдений по Тсс карты снимаютя счислимые координаты;

7. Рассчитывается приближенное Тгр, гринвичская дата наблюдений и точное гринвичское время наблюдений;

8. Из МАЕ выбираются местный практический часовой угол tmи склонение d Солнца;

9. Вычисляются счислимые значения высоты и азимута Солнца;

10.Получают обсервованную высоту hо Солнца, исправленную всеми поправками;

11.Записывают элементы ВЛП: перенос n = hо– hси Ас;

12.Вторая серия наблюдений производится в том же порядке;

⇐ Предыдущая 9 10 11 12 131415 16 17 18 Следующая ⇒