Cometas. II
Trabajo de laboratorio No. 15.
DETERMINACIÓN DE LA LONGITUD DE LAS COLAS DE COMETA
objetivo del trabajo– utilice el ejemplo del cálculo de la longitud de las colas de los cometas para familiarizarse con el método de triangulación.
Dispositivos y accesorios
Un mapa estelar en movimiento, fotografías de un cometa y del disco solar, una regla.
Breve teoría
Se sabe que las mediciones en general, como comparación del valor medido con algún estándar, se dividen en directas e indirectas. Además, si es posible medir la cantidad de interés utilizando ambos métodos, entonces, por regla general, son preferibles las mediciones directas. Sin embargo, es precisamente cuando se miden grandes distancias cuando el uso de métodos directos puede resultar difícil y, a veces, imposible. La consideración anterior resulta obvia si recordamos que podemos hablar no sólo de medir grandes longitudes en la superficie terrestre, sino también de estimar distancias a objetos espaciales.
Existe un número importante de métodos indirectos para evaluar grandes distancias (radiolocalización y fotolocalización, triangulación, etc.). Este artículo analiza un método astronómico que puede utilizarse para determinar las dimensiones de las tres colas del cometa Donati a partir de fotografías.
Para determinar la longitud de las colas de los cometas se utiliza el ya conocido método de triangulación, teniendo en cuenta el conocimiento del paralaje horizontal del objeto celeste observado.
El paralaje horizontal es el ángulo (Fig. 1) en el que el radio promedio de la Tierra es visible desde un cuerpo celeste.
Si se conocen este ángulo y el radio de la Tierra (R Fig. 1), podemos estimar la distancia al cuerpo celeste L o . El paralaje horizontal se estima mediante instrumentos de precisión durante un cuarto de día de rotación de la Tierra alrededor de su eje, teniendo en cuenta que los cuerpos celestes pueden proyectarse sobre la esfera celeste.
En consecuencia, es posible determinar las dimensiones angulares de las colas y la cabeza del propio cometa. Para ello se utiliza un mapa estelar, teniendo en cuenta las coordenadas de las estrellas de constelaciones conocidas (declinación y ascensión recta).
Si las distancias a un cuerpo celeste se determinan a partir del paralaje conocido, entonces los tamaños de las colas se pueden calcular resolviendo el problema inverso del desplazamiento de paralaje.
Habiendo determinado el ángulo α, podemos determinar las dimensiones del objeto AB:
(ángulo α expresado en radianes)
Teniendo esto en cuenta, debemos introducir la escala que nos da una fotografía de un objeto celeste. Para hacer esto, debes seleccionar dos estrellas (al menos) de una fotografía de una constelación conocida. Es deseable que estén ubicados en el primer meridiano celeste. Entonces la distancia angular entre ellos se puede estimar a partir de la diferencia en su declinación.
(αˊ es la distancia angular entre dos estrellas)
La declinación de las estrellas la encontramos a partir de un mapa estelar en movimiento o de un atlas. Después de esto, midiendo las dimensiones de una sección del cielo estrellado usando una regla o un pie de rey (microscopio de medición), determinamos el coeficiente lineal de las fotografías, que será igual a:
α 1 es el coeficiente lineal-angular de una imagen determinada y [mm] se determina a partir de la fotografía.
Luego medimos las dimensiones lineales del cuerpo celeste y determinamos las dimensiones angulares a través de γ:
(a" son las dimensiones lineales de una parte separada del cuerpo celeste).
Como resultado, puedes estimar las dimensiones reales del objeto: .
1. A partir de la fotografía, determina las dimensiones lineales de las tres colas del cometa Donati. Paralaje horizontal p = 23".
3. Estima el error con el que se determinan los tamaños de las colas.
1. ¿Qué cuerpos cósmicos, visibles a simple vista en el cielo estrellado de la Tierra, pueden cambiar la dirección de su movimiento (contra el fondo de las estrellas) en más de ? ¿Por qué está pasando esto?
Solución: Como se sabe, todos los planetas del sistema Solar realizan movimientos tanto directos como retrógrados. Este movimiento circular de los planetas es consecuencia de la suma de los movimientos de la Tierra y los planetas en su órbita alrededor del Sol. Razonando de manera similar, podemos concluir que cualquier otro cuerpo que gire alrededor del Sol debería moverse de la misma manera contra el fondo de estrellas. De ellos, cinco planetas son visibles a simple vista (Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno), así como cometas brillantes.
2.
¿Qué cuerpos celestes tienen cola? ¿Cuántos de ellos puede haber, en qué consisten? 
Solución: Las colas de gas y polvo de gas alejadas del Sol aparecen en los cometas a medida que se acercan al Sol. Un cometa también puede tener una cola de polvo dirigida a lo largo de su órbita. Además, los cometas tienen pequeñas colas anómalas dirigidas hacia el Sol (que consisten en enormes partículas de polvo en forma de coma). Como resultado, un cometa puede tener hasta cuatro colas. También se ha descubierto una cola de gas cerca de la Tierra, en dirección opuesta al Sol. Según los cálculos, se extiende sobre una distancia de unos 650 mil kilómetros. Es probable que otros planetas con atmósferas también tengan colas de gas. 
Además, en las galaxias que interactúan se encuentran estructuras, a menudo llamadas "colas", (por regla general, una galaxia tiene solo una de esas estructuras). Están formados por estrellas y gas interestelar.
3. Dos estrellas en el cielo están ubicadas de modo que una de las estrellas sea visible en el cenit cuando se observa desde el polo norte geográfico, y la segunda pasa por el cenit todos los días cuando se observa desde el ecuador terrestre. Se sabe que la luz viaja desde la Tierra hasta la primera estrella en poco más de 430 años. La luz viaja desde la segunda estrella hasta la Tierra durante casi 16 años. ¿Cuánto tiempo tarda la luz en viajar desde la primera estrella a la segunda?
Solución: Dado que la primera estrella es visible en el cenit del polo, se encuentra en el polo norte del mundo. La segunda estrella se encuentra en el ecuador celeste. Por tanto, la distancia angular entre las estrellas es , y el tiempo que tarda la luz en viajar de una a otra se puede calcular mediante el teorema de Pitágoras. Sin embargo, comparando las distancias a las estrellas en años luz, se puede entender que el tiempo que tarda la luz en viajar de la primera estrella a la segunda prácticamente coincide con el tiempo que tarda la luz en viajar de la primera estrella a la Tierra, es decir la respuesta al problema es 430 años.
4. ¿En qué planeta se puede observar un eclipse total y anular de Sol mediante el mismo satélite?
Solución: Como se sabe, en la Tierra se producen eclipses de Sol tanto totales como anulares, por lo que es este único planeta. Debido a la elipticidad de las órbitas de la Tierra alrededor del Sol y de la Luna alrededor de la Tierra, el diámetro angular del Sol varía de a y el diámetro de la Luna de a . Si el diámetro angular de la Luna es mayor que el diámetro angular del Sol, entonces puede ocurrir un eclipse solar total; si por el contrario, el diámetro angular del Sol excede el diámetro de la Luna, entonces puede ocurrir un eclipse anular. . Todos los demás planetas del Sistema Solar no tienen satélites cuyas dimensiones angulares, observadas desde el planeta, serían cercanas a las dimensiones angulares del Sol.
5. ¿Cuál es el número máximo de meses en un año tales que la misma fase de la Luna se repite dos veces durante cada uno de esos meses? El período de repetición de las fases de la Luna (el llamado "mes sinódico") varía de un día a otro (debido a la elipticidad de la órbita lunar).
Solución: Obviamente, las fases de la Luna no pueden repetirse en febrero: su duración, incluso en años bisiestos, es menor que el valor más pequeño posible del mes sinódico. Todos los demás meses del calendario, por el contrario, siempre son más largos que el mes sinódico, por lo que en cada uno de estos meses puede haber fases de la Luna que se repiten dos veces. Consideremos un caso "límite" poco realista: dejemos que todos los meses calendario contengan 31 días y que el mes sinódico siempre tenga exactamente 29 días. Entonces supongamos que en cierto mes (llamémoslo "mes número 1") alguna fase de la Luna era justo después de la medianoche del día 1. La segunda vez se repetirá la misma fase el día 30 del mismo mes. La próxima vez que ocurrirá será el día 28 del mes siguiente (“mes No. 2”), luego el día 26 del “mes No. 3” y así sucesivamente - en todos los meses calendario hasta el “mes No. 12” esta fase ocurrirá solo una vez (en el “mes No. 12” caerá en el octavo día). Aquellos. En tal situación, durante el año encontraremos solo un mes que necesitamos (el primero). Obviamente, debido a la mayor duración del mes sinódico y la menor duración de algunos meses calendario (si son más largos que el mes sinódico), la situación no cambiará. Sin embargo, tener un mes de febrero corto en el calendario te permite encontrar una mejor solución. Si una determinada fase de la Luna ocurrió al final del día el 31 de enero, volvió a ocurrir en enero, el día 2. La misma fase estará ausente en febrero, la próxima vez después del 31 de enero se repetirá el 1 o 2 de marzo (dependiendo de si es año bisiesto o no). Su próxima repetición se producirá aproximadamente el 30 y 31 de marzo, es decir. La misma fase se repetirá dos veces en dos meses naturales. No habrá otros meses similares en el año; el caso "limitante" discutido anteriormente excluye su presencia. De aquí obtenemos la respuesta: hay dos de esos meses (enero y marzo), y este máximo se logra en cualquier año (pero, por supuesto, para diferentes fases de la Luna).
- pequeños cuerpos del Sistema Solar (junto con cuerpos de meteoritos), que se mueven en órbitas muy alargadas y cambian drásticamente su apariencia a medida que se acercan al Sol. K., al estar lejos del Sol, parecen objetos brumosos y débilmente luminosos (discos borrosos con una condensación en el centro). A medida que el cielo se acerca al Sol, forma una "cola" dirigida en dirección opuesta al Sol.Bright K. puede tener varios. colas de diferentes longitudes y colores, se pueden observar franjas paralelas en la cola y franjas concéntricas alrededor de la “cabeza” de K. anillos-galos.
Título "K". viene del griego. las palabras kometes, literalmente, de pelo largo (K. brillante parece una cabeza con cabello suelto, Fig. 1). Anualmente se abren entre 5 y 10 K. A cada uno de ellos se le asigna una designación preliminar, incluido el nombre de K. que lo descubrió, el año de descubrimiento y una letra del alfabeto latino en el orden de descubrimiento. Luego será reemplazado y acabado. una designación que incluye el año de paso por el perihelio y un número romano en orden de fechas de paso por el perihelio.K. se observan cuando un cuerpo pequeño, el núcleo de K., que se asemeja a un trozo de nieve, contaminado con polvo fino y partículas sólidas más grandes, se acerca al Sol a menos de 4-6 UA. e., se calienta con sus rayos y comienza a liberar gases y partículas de polvo. Los gases y el polvo crean una capa de niebla alrededor del núcleo (la atmósfera de C.), llamada coma, el brillo del enjambre disminuye rápidamente hacia la periferia. La atmósfera del planeta se disipa continuamente en el espacio y existe sólo cuando se liberan gases y polvo del núcleo. En muchos comas, se ve un núcleo en forma de estrella en el centro del coma, que es una parte densa de la atmósfera que esconde un núcleo verdadero (sólido), que es prácticamente inaccesible a la observación. El núcleo visible, junto con el coma, forma la cabeza de K. (fig. 2). Desde el lado del Sol, la cabeza de K. tiene la forma de una parábola o una línea de cadena, lo que se explica por la acción constante de la presión ligera y del viento solar sobre la atmósfera de K.. las colas están formadas por gases ionizados y polvo transportados en dirección al Sol (el polvo se encuentra principalmente bajo la influencia de una ligera presión y los gases ionizados, como resultado de la interacción con ). Las grandes partículas sólidas, bajo la influencia de una ligera presión, adquieren pequeñas aceleraciones y, al tener bajas velocidades en relación con el núcleo (debido a su débil arrastre por los gases), se extienden gradualmente a lo largo de la órbita del meteoro, formando un enjambre de meteoritos. Los átomos y moléculas neutros experimentan sólo una pequeña cantidad. presión ligera y, por lo tanto, se dispersan casi uniformemente en todas direcciones desde el núcleo K.
A medida que la Luna se acerca al Sol y aumenta el calentamiento del núcleo, la intensidad de la liberación de gases y polvo aumenta drásticamente, lo que se manifiesta en un rápido aumento del brillo de la Luna y un aumento del brillo de las colas. A medida que las estrellas se alejan del Sol, su brillo disminuye rápidamente. Si aproximamos el cambio en el brillo de la cabeza de K. por la ley 1/ rn, r- distancia del Sol), luego en promedio 4 (los K. individuales tienen desviaciones significativas de esta ley). Sobre el suave cambio en el brillo de la cabeza de K. asociado con los cambios r, se superponen fluctuaciones en el brillo y llamaradas brillantes causadas por la eyección "explosiva" de materia de los núcleos de los cometas con un fuerte aumento en el flujo de partículas de origen solar.
Los diámetros de los núcleos de K. son presumiblemente de 0,5 a 20 km y, por lo tanto, con una densidad de ~ 1 g/cm 3, sus masas están dentro del rango de 10 14 -10 19 g.
Sin embargo, ocasionalmente aparecen células con núcleos significativamente más grandes. Numerosos núcleos de menos de 0,5 km generan núcleos débiles que son prácticamente inaccesibles a la observación. Los diámetros visibles de las cabezas de las estrellas son de 10 4 -10 6 km, y varían con la distancia al Sol. Algunos K. tienen máx. el tamaño de la cabeza excedía el tamaño del sol. Las capas de hidrógeno atómico alrededor de la cabeza tienen tamaños aún mayores (más de 10,7 km), cuya existencia se estableció mediante observaciones en las líneas del espectro durante estudios extraatmosféricos de K. Como regla general, las colas son menos brillantes que las cabeza y, por lo tanto, no se pueden observar todos K. La longitud de su parte visible es de 10 6 -10 7 km, es decir. Suelen estar sumergidos en una capa de hidrógeno (Fig. 2). En algunos K., la cola se podía rastrear a distancias de más de 10,8 km del núcleo. En las cabezas y colas de K. la sustancia está extremadamente enrarecida; A pesar del gigantesco volumen de estas formaciones, casi toda la masa del cristal se concentra en su núcleo sólido.
Los granos se componen principalmente de hielo de agua (nieve) y hielo (nieve) de CO o CO 2 con una mezcla de hielo y otros gases, lo que también significa. cantidades de sustancias no volátiles (piedras). Al parecer, un componente importante de los núcleos del fenómeno. clatratos, es decir hielos, cristalinos cuya red incluye átomos y moléculas de otras sustancias. A juzgar por la abundancia de productos químicos. elementos en la sustancia de K., el núcleo de K. debe constar (en masa) de aprox. de 2/3 de hielo y 1/3 de sustancias rocosas. La presencia de una cierta cantidad de elementos radiactivos en la parte rocosa de los núcleos de K. debería haber provocado, en el pasado lejano, un calentamiento de varios grados de su interior. dic. Kelvin. Al mismo tiempo, la presencia de hielo muy volátil en los núcleos de K. muestra que su interior. la temperatura nunca superó los ~ 100 K. Así, los núcleos del sistema solar son, aparentemente, las muestras menos alteradas de la materia primaria del sistema solar. En este sentido, se están discutiendo y preparando proyectos de investigación directa de la sustancia y estructura del carbono mediante naves espaciales automáticas.
Actividad de los núcleos de K a distancias inferiores a 2-2,5 a. Por ejemplo, del Sol, está asociado con la sublimación del hielo de agua y, a grandes distancias, con la sublimación del hielo del CO 2 y otros hielos más volátiles. A una distancia de 1 a.m. es decir, desde el Sol, la tasa de sublimación del componente agua es ~ 10 18 moléculas/(cm 2 s). En un planeta con perihelio cerca de la órbita de la Tierra, durante un acercamiento al Sol, la capa exterior del núcleo pierde varias veces su espesor. m (K., volando a través de la corona solar, puede perder una capa de cientos de m).
La larga existencia de una serie de periódicos K., que voló repetidamente cerca del Sol, aparentemente no se explica de manera significativa. pérdida de sustancia durante cada vuelo (debido a la formación de una capa porosa termoaislante en la superficie de los núcleos o la presencia de sustancias refractarias en los núcleos).
Se supone que los núcleos de K. incluyen bloques de diferente composición (estructura macrobrecha) con diferente volatilidad, lo que puede conducir, en particular, a la aparición de chorros de chorro observados cerca de ciertos núcleos.
Durante la sublimación del hielo, no sólo se separan de la superficie del núcleo de hielo partículas rocosas, sino también partículas de hielo, que luego se evaporan hacia el interior. partes de la cabeza. Al parecer, también en las inmediaciones del núcleo se forman granos de polvo no volátiles como resultado de la condensación de átomos y moléculas de sustancias no volátiles. Las partículas de polvo simplemente reflejan y dispersan la luz solar, lo que da un componente continuo del espectro de K. Con una pequeña emisión de polvo, se observa un espectro continuo solo en la parte central de la cabeza de K., y con su liberación abundante. - en casi toda la cabeza y en las colas de ciertos tipos (ver más abajo).
Los átomos y moléculas ubicados en las cabezas y colas de gas de las moléculas celestes absorben cuantos de luz solar y luego los reemiten (fluorescencia resonante). Las moléculas neutras (aparentemente complejas) que se subliman desde el núcleo no se revelan en la óptica. áreas del espectro. Cuando se desintegran bajo la influencia de la luz solar (fotodisociación), la radiación de algunos de sus fragmentos se debe a la radiación óptica. parte del espectro. estudio de óptica Los espectros de K. mostraron que las cabezas contienen los siguientes átomos y moléculas neutros (más precisamente, radicales químicamente inestables): C, C 2, C 3, CH, CN, CO, CS, HCN, CH 3 CN; H, 0, OH, HN, H2O, NH2; También están presentes los iones C0 +, CH +, CN +, OH +, CO, H 2 O +, etc.. La naturaleza del espectro de radiación cambia a medida que se acercan al Sol. En K. ubicado a una distancia del sol. r> 3-4a. Es decir, el espectro es continuo (la radiación solar a tales distancias no puede excitar un número significativo de moléculas). Cuando K. cruza el cinturón de asteroides (3 AU), aparece en su espectro la banda de emisión de la molécula CN. A las 2 a.m. e) las moléculas C 3 y NH 2 se excitan y comienzan a emitir a 1,8 a. Es decir, aparecen bandas de carbono en el espectro. A la distancia de las órbitas de Marte (1,5 AU), se observan líneas de OH, NH, CH, etc. en el espectro de las cabezas del planeta, y líneas de CO +, CO, CH +, OH +, H. En las colas se observan 2 iones O +, etc. Al cruzar la órbita de Venus (a distancias de la Tierra al Sol inferiores a 0,7 UA), aparecen líneas de Na, a partir de las cuales a veces se forma una cola independiente. En los raros K. que volaron extremadamente cerca del Sol (por ejemplo, K. 1882 II y 1965 VIII), se produjo la sublimación de partículas de polvo rocoso y se observó un espectro. líneas de metales Fe, Ni, Cu, Co, Cr, Mn, V. Durante las observaciones del cometa Kohoutek 1973 XII y del cometa Bradfield 1974 III, fue posible detectar líneas de emisión de radio de acetilnitrilo (CH 3 CN, = 2,7 mm), ácido cianhídrico (HCN, = 3,4 mm) y agua (H 2 O, = 13,5 mm): moléculas que se liberan directamente del núcleo y representan algunas de las moléculas originales (con respecto a los átomos y radicales observados en la región óptica del espectro). Se observaron líneas de radio de radicales CH (= 9 cm) y OH (= 18 cm) en el rango de centímetros.
La radioemisión de algunas de estas moléculas se debe a su excitación térmica (colisiones de moléculas en la región perinuclear), mientras que para otras (por ejemplo, el hidroxilo OH) aparentemente tiene una naturaleza máser (ver). En las colas del Sol, dirigidas casi directamente desde el Sol, se observan moléculas ionizadas CO +, CH +, C0, OH +, es decir, estas colas son fenómenos. plasma. Al observar el espectro de la cola del cometa Kohoutek 1973 XII, fue posible identificar las líneas de H 2 O +. La emisión de moléculas ionizadas se produce a una distancia de ~ 10,3 km del núcleo.
Según la clasificación de K. colas, propuesta en la segunda mitad del siglo XIX. F. Bredikhin, se dividen en tres tipos: las colas de tipo I se dirigen casi directamente desde el Sol; Las colas de tipo II son curvas y se desvían del vector de radio extendido hacia atrás con respecto al movimiento orbital de la estrella; Las colas de tipo III son cortas, casi rectas y desde el principio están desviadas en la dirección opuesta al movimiento orbital. En determinadas posiciones mutuas de la Tierra, la Tierra y el Sol, las colas de los tipos II y III pueden proyectarse hacia el cielo en dirección al Sol, formando una cola llamada anómala. Si, además, la Tierra en este momento está cerca del plano de la órbita del cometa, entonces una capa de partículas grandes que salen del núcleo con velocidades relativas bajas y, por lo tanto, se propagan cerca del plano de la órbita K, es visible en forma de una delgada pico Explicación de la física. Las razones que conducen a la aparición de colas de diferentes tipos han cambiado significativamente desde la época de Bredikhin. Según lo moderno Según los datos, las colas tipo I son Plasma: están formados por átomos y moléculas ionizados, que son arrastrados desde el núcleo a velocidades de decenas y cientos de km/s bajo la influencia del viento solar. Debido a la liberación no isotrópica de plasma de la región perinuclear del sistema solar, así como a las inestabilidades del plasma y a la falta de homogeneidad del viento solar, las colas de tipo I tienen una estructura de corriente. Son casi cilíndricos. forma [diámetro km] con una concentración de iones de ~ 10 8 cm -3. El ángulo en el que la cola tipo I se desvía de la línea Sol-K depende de la velocidad v sv del viento solar y de la velocidad del movimiento orbital K. Las observaciones de las colas de cometas de tipo I permitieron determinar la velocidad del viento solar hasta distancias de varios. A. e.y lejos del plano de la eclíptica. Teórico Un examen del flujo del viento solar alrededor del cuerpo celeste nos permitió concluir que en la cabeza celeste, en el lado que mira al Sol, a una distancia de ~ 10,5 km del núcleo, debería haber una capa de transición que separe el viento solar. plasma del plasma del viento solar, y a una distancia de ~ 10 6 km, una onda de choque que separa la región de flujo de viento solar supersónico de la región de flujo turbulento subsónico adyacente a la cabeza del viento solar.
Los relaves de tipo II y III son polvorientos; Los granos de polvo que se liberan continuamente del núcleo forman colas de tipo II; las colas de tipo III aparecen en los casos en que se libera simultáneamente toda una nube de partículas de polvo del núcleo. Los granos de polvo de diferentes tamaños reciben diferentes aceleraciones bajo la influencia de la presión de la luz y, por lo tanto, dicha nube se estira formando una franja: la cola del espectro. Los radicales di y triatómicos se observan en la cabeza del espectro y son responsables de las bandas de resonancia en la región visible del espectro del espectro (en la región de máxima radiación solar ), bajo la influencia de la presión de la luz obtienen una aceleración cercana a la aceleración de pequeñas partículas de polvo. Por lo tanto, estos radicales comienzan a moverse en la dirección de la cola de tipo II, pero no tienen tiempo de avanzar mucho debido a que su vida útil (antes de la fotodisociación o fotoionización) es de ~ 10 6 s.
K. yavl. miembros del Sistema Solar y, por regla general, se mueven alrededor del Sol en elípticas alargadas. órbitas de varios tamaños, orientadas arbitrariamente en el espacio. Las dimensiones de las órbitas de la mayoría de los planetas son miles de veces mayores que el diámetro del sistema planetario. Las estrellas se encuentran la mayor parte del tiempo cerca del afelio de sus órbitas, por lo que en las afueras distantes del sistema solar hay una nube de estrellas, la llamada. Nube de Oort. Su origen aparentemente está relacionado con la gravedad. la expulsión de cuerpos helados de la zona de los planetas gigantes durante su formación (ver). La nube de Oort contiene ~10 11 núcleos cometarios. En K., alejándose hacia la periferia. partes de la nube de Oort (sus distancias al Sol pueden alcanzar 10 5 AU, y los períodos de revolución alrededor del Sol - 10 6 -10 7 años), las órbitas cambian bajo la influencia de la atracción de estrellas cercanas. Al mismo tiempo, algunos K. se vuelven parabólicos. velocidad relativa al Sol (para distancias tan distantes ~ 0,1 km/s) y perderá para siempre el contacto con el Sistema Solar. Otros (muy pocos) adquieren velocidades de ~ 1 m/s, lo que los lleva a moverse en una órbita con perihelio cerca del Sol, y luego quedan disponibles para la observación. Para todos los planetas, a medida que se mueven en la región ocupada por los planetas, sus órbitas cambian bajo la influencia de la atracción de los planetas. Además, entre los K. que vinieron de la periferia de la nube de Oort, es decir. moviéndose a lo largo de líneas casi parabólicas. órbitas, aproximadamente la mitad se vuelve hiperbólica. órbita y se pierde en el espacio interestelar. Para otros, por el contrario, el tamaño de sus órbitas disminuye y comienzan a regresar al Sol con más frecuencia. Los cambios en las órbitas son especialmente grandes durante los encuentros cercanos con planetas gigantes. Se conocen ~100 períodos cortos. K., que se acercan al Sol después de varios años. años o decenas de años y, por lo tanto, desperdician relativamente rápidamente la sustancia de su núcleo. La mayoría de estos K. pertenecen a la familia de Júpiter, es decir. adquirieron su moderno órbitas pequeñas como resultado de acercarse a él.
Las órbitas de las naves espaciales se cruzan con las órbitas de los planetas, por lo que ocasionalmente deberían producirse colisiones de naves espaciales con planetas. Algunos de los cráteres de la Luna, Mercurio, Marte y otros cuerpos se formaron como resultado de impactos de núcleos K. El fenómeno Tunguska (la explosión de un cuerpo que voló a la atmósfera desde el espacio en Podkamennaya Tunguska en 1908) también puede haber sido causado por una colisión de la Tierra con el núcleo de un pequeño cometa.
Iluminado.:
Orlov S.V., Sobre la naturaleza de los cometas, M., 1960; Dobrovolsky O.V. Cometas, meteoros y luz zodiacal, en el libro. Curso de astrofísica y astronomía estelar volumen 3, M., 1964; a él. Cometas, M., 1966; Whipple F.L., Comets, en el libro: Cosmochemistry of the Moon and Planets, M., 1975; Churyumov K.I., Los cometas y su observación, M., 1980; Tomita Koichiro, Discursos sobre los cometas, trad. Del japonés, M., 1982.
(B.Yu. Levin)
"Sólo hay una forma inequívoca de determinar el lugar y la dirección de la trayectoria de un barco en el mar: ¡la astronómica, y feliz el que la conoce!" - con estas palabras de Cristóbal Colón abrimos una serie de ensayos - lecciones sobre Navegación celestial.
La navegación celeste marina se originó en la era de los grandes descubrimientos geográficos, cuando “los hombres de hierro navegaban en barcos de madera”, y a lo largo de los siglos ha absorbido la experiencia de muchas generaciones de marineros. Durante las últimas décadas, se ha enriquecido con nuevas herramientas informáticas y de medición, nuevos métodos para resolver problemas de navegación; Los sistemas de navegación por satélite recientemente introducidos, a medida que sigan desarrollándose, harán que todas las dificultades de la navegación sean cosa de la historia. El papel de la navegación celeste marina (del griego aster - estrella) sigue siendo extremadamente importante en la actualidad. El propósito de nuestra serie de ensayos es presentar a los navegantes aficionados los métodos modernos de orientación celeste disponibles en condiciones de navegación, que se utilizan con mayor frecuencia en alta mar, pero que también se pueden utilizar en casos de navegación costera cuando los puntos de referencia costeros no son visibles o no se puede identificar.
Las observaciones de puntos de referencia celestes (estrellas, Sol, Luna y planetas) permiten a los navegantes resolver tres problemas principales (Fig. 1):
- 1) medir el tiempo con suficiente precisión para una orientación aproximada;
- 2) determinar la dirección del movimiento del buque incluso en ausencia de una brújula y corregirla, si está disponible;
- 3) determinar la ubicación geográfica exacta de la embarcación y controlar la exactitud de su ruta.
Dependiendo de los instrumentos náuticos, manuales y herramientas informáticas utilizadas, la precisión a la hora de resolver los problemas de navegación celeste será diferente. Para poder resolverlos en su totalidad y con la precisión suficiente para la navegación en mar abierto (error de ubicación - no más de 2-3 millas, en corrección de la brújula - no más de 1°), es necesario tener:
- un sextante de navegación y un buen reloj resistente al agua (preferiblemente electrónico o de cuarzo);
- un receptor de radio a transistores para recibir señales horarias y una microcalculadora del tipo “Electrónica” (esta microcalculadora debe tener la entrada de ángulos en grados, proporcionar el cálculo de funciones trigonométricas directas e inversas y realizar todas las operaciones aritméticas; lo más conveniente es el “Electrónica” BZ-34); en ausencia de una microcalculadora, se pueden utilizar tablas matemáticas o tablas especiales “Alturas y acimutes de luminarias” (“VAS-58”), publicadas por la Dirección General de Navegación y Oceanografía;
- Anuario Astronómico Náutico (MAE) u otro manual para el cálculo de coordenadas de luminarias.
En ausencia de cualquiera de los medios de navegación celeste anteriores en el barco, se conserva la posibilidad misma de orientación de la navegación celeste, pero su precisión disminuye (aunque sigue siendo bastante satisfactoria para muchos casos de navegación en un yate). Por cierto, algunas herramientas e instalaciones informáticas son tan simples que se pueden fabricar de forma independiente.
La navegación celeste no es sólo una ciencia, sino también un arte: el arte de observar las estrellas en las condiciones del mar y realizar cálculos con precisión. No dejes que los fracasos iniciales te decepcionen: con un poco de paciencia, aparecerán las habilidades necesarias, y con ellas, una gran satisfacción en el arte de navegar fuera de la vista de las costas.
Todos los métodos de navegación celeste que dominarás han sido probados muchas veces en la práctica, ya han servido bien a los navegantes en las situaciones más críticas más de una vez. No dejes de dominarlos “para más tarde”; domínalos cuando te prepares para nadar; ¡El éxito de la campaña se decide en tierra!
La navegación celeste, como toda astronomía, es una ciencia de observación. Sus leyes y métodos se derivan de observaciones del movimiento visible de las luminarias, de la relación entre la ubicación geográfica del observador y las direcciones aparentes de las luminarias. Por lo tanto, comenzaremos el estudio de la navegación celeste con observaciones de luminarias; aprenderemos a identificarlas; En el camino, familiaricémonos con los principios de la astronomía esférica que necesitaremos en el futuro.
Hitos celestiales
1. Estrellas de navegación. Por la noche, con un cielo despejado, vemos miles de estrellas, pero en principio cada una de ellas se puede identificar en función de su ubicación en un grupo de estrellas vecinas: su lugar visible en la constelación, su magnitud aparente (brillo) y su color.Para la navegación en el mar sólo se utilizan las estrellas más brillantes, llamadas estrellas de navegación. Las estrellas de navegación observadas con más frecuencia se enumeran en la tabla. 1; Un catálogo completo de estrellas de navegación está disponible en MAE.
La imagen del cielo estrellado no es la misma en diferentes zonas geográficas, en diferentes estaciones del año y en diferentes momentos del día.
Al iniciar una búsqueda independiente de estrellas de navegación en el hemisferio norte de la Tierra, utilice una brújula para determinar la dirección hacia el punto Norte ubicado en el horizonte (indicado por la letra N en la Fig. 2). Por encima de este punto, a una distancia angular igual a la latitud geográfica de su lugar φ, se encuentra la estrella Polaris, la más brillante entre las estrellas de la constelación de la Osa Menor, que tiene la forma de un cucharón con un mango curvo (Osa Menor). La polar se denota con la letra griega “alfa” y se llama α Osa Menor; Ha sido utilizado por los marineros durante varios siglos como principal punto de referencia de navegación. En ausencia de una brújula, la dirección hacia el norte se determina fácilmente como la dirección a Polyarnaya.
Como escala para medir aproximadamente distancias angulares en el cielo, puede utilizar el ángulo entre las direcciones desde el ojo hasta las puntas del pulgar y el índice de la mano extendida (Fig. 2); esto es aproximadamente 20°.
El brillo aparente de una estrella se caracteriza por un número convencional, que se llama magnitud y se designa con la letra metro. La escala de magnitud se ve así:
Brillar metro= 0 tiene la estrella más brillante del cielo del norte observada en verano: Vega (α Lyrae). Estrellas de primera magnitud - con brillo metro= 1 2,5 veces más débil en brillo que Vega. Polaris tiene una magnitud de aproximadamente metro= 2; esto significa que su brillo es aproximadamente 2,5 veces más débil que el brillo de las estrellas de primera magnitud o 2,5 X 2,5 = 6,25 veces más débil que el brillo de Vega, etc. Sólo las estrellas más brillantes se pueden observar a simple vista. metro
Las magnitudes estelares se indican en la tabla. 1; Allí también se indica el color de las estrellas. Sin embargo, hay que tener en cuenta que el color es percibido por las personas de forma subjetiva; Además, a medida que se acercan al horizonte, el brillo de las estrellas se debilita notablemente y su color cambia al rojo (debido a la absorción de luz en la atmósfera terrestre). A una altura sobre el horizonte inferior a 5°, la mayoría de las estrellas desaparecen por completo de la visibilidad.
Observamos la atmósfera terrestre en forma de firmamento (Fig. 3), aplanado sobre nuestras cabezas. En condiciones marinas, durante la noche, la distancia al horizonte parece ser aproximadamente el doble de la distancia al punto cenital Z situado encima (del árabe zamt - cima). Durante el día, la llanura visible del cielo puede aumentar de una vez y media a dos veces, dependiendo de la nubosidad y la hora del día.
Debido a las grandes distancias a los cuerpos celestes, nos parecen equidistantes y ubicados en el cielo. Por la misma razón, la posición relativa de las estrellas en el cielo cambia muy lentamente: nuestro cielo estrellado no es muy diferente del cielo estrellado de la antigua Grecia. Sólo los cuerpos celestes más cercanos a nosotros (el Sol, los planetas y la Luna) se mueven notablemente en el vestíbulo de las constelaciones, figuras formadas por grupos de estrellas mutuamente estacionarias.
El achatamiento del cielo conduce a una distorsión de la estimación visual de la altura aparente de la luminaria: el ángulo vertical h entre la dirección hacia el horizonte y la dirección hacia la luminaria. Estas distorsiones son especialmente grandes en altitudes bajas. Entonces, observemos una vez más: la altura observada de la luminaria es siempre mayor que su altura real.
La dirección hacia la estrella observada está determinada por su verdadero rumbo IP: el ángulo en el plano del horizonte entre la dirección hacia el Norte y la línea de rumbo de la estrella OD, que se obtiene por la intersección del plano vertical que pasa por la estrella y el plano del horizonte. El IP de la luminaria se mide desde el punto Norte a lo largo del arco del horizonte hacia el punto Este dentro del rango de 0°-360°. El rumbo verdadero de Polar es 0° con un error de no más de 2°.
Habiendo identificado la Polar, busque en el cielo la constelación de la Osa Mayor (ver Fig. 2), que a veces se llama la Osa Mayor: se encuentra a una distancia de 30°-40 de la Polar, y todas las estrellas de esta constelación son de navegación. . Si ha aprendido a identificar con seguridad la Osa Mayor, podrá encontrar la Estrella Polar sin la ayuda de una brújula: está ubicada en la dirección desde la estrella Merak (ver Tabla 1) hasta la estrella Dubge a una distancia igual a 5 distancias. entre estas estrellas. La constelación de Casiopea con las estrellas de navegación Kaff (β) y Shedar (α) se encuentra simétricamente a la Osa Mayor (en relación con Polaris). En los mares que bañan las costas de la URSS, todas las constelaciones que mencionamos son visibles sobre el horizonte por la noche.
Habiendo encontrado la Osa Mayor y Casiopea, no es difícil identificar otras constelaciones y estrellas de navegación ubicadas cerca de ellas si se utiliza un mapa estelar (ver Fig. 5). Es útil saber que el arco en el cielo entre las estrellas Dubge y Bevetnash es de aproximadamente 25°, y entre las estrellas β y ε Cassiopeia, de aproximadamente 15°; Estos arcos también se pueden utilizar como escala para aproximar distancias angulares en el cielo.
Como resultado de la rotación de la Tierra alrededor de su eje, observamos una rotación visible del cielo hacia el Oeste alrededor de la dirección Polar; Cada hora el cielo estrellado gira 1 hora = 15°, cada minuto 1 m = 15", y cada día 24 horas = 360°.
2. El movimiento anual del Sol en el cielo y los cambios estacionales en la apariencia del cielo estrellado.. Durante el año, la Tierra realiza una revolución completa alrededor del Sol en el espacio exterior. Por este motivo, la dirección de la Tierra en movimiento hacia el Sol cambia constantemente; El Sol describe la curva de puntos que se muestra en el mapa estelar (ver recuadro), que se llama eclíptica.
La posición visible del Sol realiza su propio movimiento anual a lo largo de la eclíptica en dirección opuesta a la rotación diaria aparente del cielo estrellado. La velocidad de este movimiento anual es pequeña e igual a I/día (o 4 m/día). En diferentes meses, el Sol pasa por diferentes constelaciones, formando un cinturón zodiacal (“círculo de animales”) en el cielo. Así, en marzo, el Sol se observa en la constelación de Piscis y luego sucesivamente en las constelaciones de Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario.
Las constelaciones ubicadas en el mismo hemisferio que el Sol están iluminadas por él y no son visibles durante el día. A medianoche, las constelaciones son visibles en el sur, distantes del lugar del Sol en una fecha determinada del calendario a 180° = 12 horas.
La combinación del rápido movimiento diario aparente de las estrellas y el lento movimiento anual del Sol lleva al hecho de que la imagen del cielo estrellado que se observa hoy en este momento será visible mañana 4 m antes, en 15 días, 4 m antes.
antes, en un mes, 2 horas antes, etc.
3. Ubicación geográfica y visible de la estrella. Mapa estelar. Globo estelar. Nuestra Tierra es esférica; Ahora bien, esto lo demuestran claramente las fotografías tomadas en las estaciones espaciales.
En navegación, se cree que la Tierra tiene la forma de una bola regular, en cuya superficie la ubicación del yate está determinada por dos coordenadas geográficas:
Latitud geográfica φ (Fig.4): el ángulo entre el plano del ecuador terrestre ecuación y la dirección de la plomada (la dirección de la gravedad) en el punto de observación O. Este ángulo se mide por el arco del meridiano geográfico del lugar del observador (en resumen, el meridiano local) OE desde el plano ecuatorial hacia el polo de la Tierra más cercano al sitio de observación dentro de 0°-90°. La latitud puede ser norte (positiva) o sur (negativa). En la Fig. 4, la latitud del lugar O es igual a φ = 43° N. La latitud determina la posición del paralelo geográfico, un pequeño círculo paralelo al ecuador.
La longitud geográfica λ es el ángulo entre los planos del meridiano geográfico principal (según un acuerdo internacional, pasa por el Observatorio de Greenwich en Inglaterra - G en la Fig. 4) y el plano del meridiano local del observador. Este ángulo se mide por el arco del ecuador terrestre hacia el Este (u Oeste) dentro del rango de 0°-180°. En la Fig. 4 la longitud del lugar es λ = 70° O st . La longitud determina la posición del meridiano local.
La dirección del meridiano local en el punto de observación O está determinada por la dirección de la sombra del sol al mediodía desde un poste instalado verticalmente; al mediodía esta sombra tiene la longitud más corta y en una plataforma horizontal forma la línea N-S del mediodía (ver Fig. 3). Cualquier meridiano local pasa por los polos geográficos P n y P s, y su plano pasa por el eje de rotación de la Tierra P n P s y la plomada OZ.
Un rayo de luz procedente de un cuerpo distante * llega al centro de la Tierra en dirección *C, cruzando la superficie terrestre en algún punto σ. Imaginemos que una esfera auxiliar (esfera celeste) se describe desde el centro de la Tierra con un radio arbitrario. El mismo rayo cortará la esfera celeste en el punto σ". El punto σ se llama la ubicación geográfica de la luminaria (GLM), y el punto σ" es la ubicación visible de la luminaria en la esfera. Según la Fig. 4. Se puede observar que la posición del HMS está determinada por el espadín geográfico φ* y la longitud geográfica λ*.
La posición del lugar visible de la luminaria en la esfera celeste se determina de la misma manera:
- el arco del meridiano GMS φ* es igual al arco δ del meridiano celeste que pasa por el lugar visible de la luminaria; esta coordenada en la esfera se llama declinación de la luminaria y se mide de la misma forma que la latitud;
- el arco del ecuador terrestre λ* es igual al arco t gr del ecuador celeste; en la esfera, esta coordenada se llama ángulo horario de Greenwich y se mide del mismo modo que la longitud o, en cálculo circular, siempre hacia el oeste, en un rango de 0° a 360°.
La posición del meridiano del lugar visible de la luminaria en la esfera celeste se puede determinar no sólo en relación con el meridiano celeste de Greenwich. Tomemos como punto de partida el punto del ecuador celeste en el que el Sol es visible el 21 de marzo. En este día comienza la primavera para el hemisferio norte de la Tierra, el día es igual a la noche; dicho punto se llama punto Primavera (o punto Aries) y está designado por el signo de Aries - ♈, como se muestra en el mapa estelar.
El arco del ecuador desde el punto de Primavera hasta el meridiano del lugar visible de la luminaria, contado en la dirección del movimiento diario aparente de las luminarias de 0° a 360°, se llama ángulo sidéreo (o complemento sidéreo) y se denota τ*.
El arco del ecuador desde el punto de Primavera hasta el meridiano del lugar visible de la luminaria, contado en la dirección del movimiento anual del Sol a través de la esfera celeste, se llama ascensión recta α (en la Fig. 5 se muestra en medida horaria y el ángulo sidéreo, en medida en grados). Las coordenadas de las estrellas de navegación se muestran en la tabla. 1; es obvio que, conociendo τ°, siempre se puede encontrar
y viceversa.
El arco del ecuador celeste desde el meridiano local (su parte del mediodía P n ZEP s) hasta el meridiano de la luminaria se llama ángulo horario local; las luminarias se denominan t. Según la Fig. 4 está claro que t siempre difiere de t gr por el valor de la longitud de la posición del observador:
en este caso, se suma la longitud oriental y se resta la longitud occidental si se toma t gr en un cálculo circular.
Debido al aparente movimiento diario de las luminarias, sus ángulos horarios cambian constantemente. Por esta razón, los ángulos estelares no cambian, ya que su origen (el punto Primavera) gira junto con el cielo.
El ángulo horario local del punto Spring se llama tiempo sidéreo; siempre se mide hacia el Oeste de 0° a 360°. Puede determinarse a simple vista por la posición en el cielo del meridiano de la estrella Kaff (β Cassiopeia) en relación con el meridiano celeste local. Según la Fig. 5 está claro que siempre es
Practica usar tu ojo para determinar las coordenadas ecuatoriales δ y t de las luminarias que observas en el cielo. Para hacer esto, use Polyarnaya para determinar la posición del punto Norte en el horizonte (Fig. 2 y 3), luego encuentre el punto Sur. Calcula el complemento de la latitud de tu lugar Θ = 90° - φ (por ejemplo, en Odessa Θ = 44° y en Leningrado Θ = 30°). El punto del mediodía del ecuador E se encuentra sobre el punto Sur a una distancia angular igual a Θ; siempre es el origen del ángulo horario. El ecuador en el cielo pasa por el punto Este, el punto E y el punto Oeste.
Es útil saber que en δ N > 90° - φ N la luminaria en el hemisferio norte de la Tierra siempre se mueve por encima del horizonte; en δ 90° - φ N no se observa.
Un modelo mecánico de la esfera celeste, que reproduce la apariencia del cielo estrellado y todas las coordenadas comentadas anteriormente, es un globo estelar (Fig. 6). Este dispositivo de navegación es muy útil en viajes largos: con su ayuda se pueden resolver todos los problemas de orientación de la navegación celeste (con un error angular en los resultados de la solución no superior a 1,5-2° o con un error temporal de no más de 6- 8 minutos. Antes del trabajo, se coloca el globo en los lugares de observación en latitud (como se muestra en la Fig. 6) y según el tiempo sidéreo local t γ. Las reglas para calcularlo para el período de observación se explicarán más adelante.
Si lo desea, puede hacer un globo estelar simplificado a partir de un globo escolar marcando los lugares visibles de las estrellas en su superficie, guiándose por la tabla. Yo y un mapa estelar. La precisión para resolver problemas en un globo de este tipo será algo menor, pero suficiente para muchos casos de orientación en la dirección del movimiento del yate. Tenga en cuenta también que el mapa estelar proporciona una imagen directa de las constelaciones (como las ve el observador), y sus imágenes inversas son visibles en el globo estelar.
Identificación de estrellas de navegación.
De las innumerables estrellas, sólo unas 600 son fácilmente visibles a simple vista, como se muestra en el mapa estelar del Anuario Astronómico Náutico. Este mapa ofrece una imagen general de lo que un navegante puede observar generalmente en el oscuro cielo nocturno. Para responder a la pregunta de dónde y cómo buscar determinadas estrellas de navegación en un área geográfica determinada, utilice los mapas estelares estacionales a continuación (Fig. 1-4): cubren el cielo estrellado de todos los mares del país y están compilados en el base del mapa estelar MAE; indican la posición y los nombres propios de las 40 estrellas de navegación mencionadas en la tabla del ensayo anterior.Cada esquema corresponde a observaciones nocturnas en una determinada época del año: primavera (Fig. 1), verano (Fig. 2), otoño (Fig. 3) e invierno (Fig. 4) o observaciones matutinas en primavera (Fig. 2), verano (Fig. 3), otoño (Fig. 4) e invierno (Fig. 1). Cada esquema estacional se puede utilizar en otras épocas del año, pero en un momento diferente del día.
Para seleccionar un esquema estacional adecuado al momento de observación previsto, utilice la tabla. 1. Debe ingresar a esta tabla de acuerdo con la fecha del calendario de observación más cercana a la prevista y la hora del día denominada “meridiano” T M.
La hora meridiana con un error permitido de no más de media hora se puede obtener simplemente reduciendo en 1 hora el horario de invierno adoptado en la URSS desde 1981 y el horario de verano en 2 horas. Las reglas para calcular las condiciones del mar T según el tiempo del barco aceptado a bordo del yate se explican en el siguiente ejemplo. Las dos filas inferiores de la tabla para cada esquema estacional indican el tiempo sidéreo correspondiente t M y la lectura del ángulo sidéreo τ K en las escalas del mapa estelar MAE; Estos valores permiten determinar cuál de los meridianos del mapa estelar en el momento previsto de observación coincide con el meridiano de su ubicación geográfica.
Al dominar inicialmente las reglas para identificar estrellas de navegación, es necesario prepararse para las observaciones con anticipación; Se utilizan tanto un gráfico estelar como un gráfico estacional. Orientamos el mapa estelar en el suelo; desde el punto sur en el horizonte a lo largo del cielo hacia el polo norte del mundo, se ubicará el meridiano del mapa estelar ecuatorial, que está digitalizado por el valor t M, es decir, para nuestros esquemas estacionales - 12 H, 18 H, 0(24) H y 6 H. meridiano y se muestra como una línea de puntos en los diagramas estacionales. La mitad del ancho de cada circuito es aproximadamente 90° = 6 H; por lo tanto, después de unas horas, debido a la rotación del cielo estrellado hacia el oeste, el meridiano punteado se desplazará hacia el borde izquierdo del diagrama y sus constelaciones centrales, hacia la derecha.
El mapa ecuatorial cubre el cielo estrellado entre los paralelos 60° N y 60° S, pero no todas las estrellas que aparecen en él serán necesariamente visibles en tu zona. Sobre tu cabeza, cerca del cenit, puedes ver aquellas constelaciones cuyas declinaciones estelares son cercanas en magnitud a la latitud del lugar (y “del mismo nombre” con él). Por ejemplo, en la latitud φ = 60° N en t M = 12 H, la constelación de la Osa Mayor se encuentra sobre su cabeza. Además, como ya se explicó en el primer ensayo, se puede argumentar que en φ = 60° N, las estrellas ubicadas al sur del paralelo con declinación δ = 30° S, etc., nunca serán visibles.
Para un observador de latitudes septentrionales, el mapa estelar ecuatorial muestra principalmente aquellas constelaciones que se observan en la mitad sur del cielo. Para determinar la visibilidad de las constelaciones en la mitad norte del cielo, se utiliza un mapa del polo norte, que cubre un área delimitada desde el polo norte celeste con un radio de 60°. En otras palabras, el mapa polar norte se superpone al mapa ecuatorial en una amplia zona entre los paralelos 30° N y 60° N. Para orientar el mapa polar en el suelo, es necesario tener su meridiano, digitalizado en la tabla. 1 de magnitud τ, colócalo sobre tu cabeza de manera que coincida con la dirección del cenit al polo norte del mundo.
El campo de visión del ojo humano es de aproximadamente 120-150°, por lo que si miras a Polaris, entonces todas las constelaciones del mapa polar norte estarán en el campo de visión. Esas constelaciones del norte siempre son visibles sobre el horizonte, el cuyas estrellas tienen declinaciones δ > 90° - φ y "son del mismo nombre" con la latitud. Por ejemplo, en una latitud φ = 45° N, no se ponen las estrellas con declinaciones mayores que δ = 45° N, y en una latitud φ = 60° N - aquellas estrellas con δ > 30° N, etc.
Recordemos que todas las estrellas del cielo tienen el mismo tamaño: son visibles como puntos luminosos y sólo se diferencian por la intensidad de su brillo y el matiz de color. El tamaño de los círculos en el mapa estelar no indica el tamaño aparente de la estrella en el cielo, sino la fuerza relativa de su brillo: la magnitud. Además, la imagen de la constelación siempre queda algo distorsionada cuando la superficie de la esfera celeste se expande sobre el plano del mapa. Por estas razones, la apariencia de la constelación en el cielo es algo diferente de su apariencia en el mapa, pero esto no crea dificultades importantes para identificar las estrellas.
Aprender a identificar las estrellas de navegación no es difícil. Para navegar durante sus vacaciones, basta con conocer la ubicación de una docena de constelaciones y las estrellas de navegación incluidas en ellas de las que figuran en la tabla. 1 del primer ensayo. Dos o tres noches de entrenamiento previo al viaje le darán confianza para navegar guiado por las estrellas en el mar.
No intentes identificar constelaciones buscando figuras de héroes o animales míticos que correspondan a sus nombres que suenan tentadores. Por supuesto, se puede suponer que las constelaciones de los animales del norte, la Osa Mayor y la Osa Menor, deben buscarse con mayor frecuencia en dirección al norte, y la constelación del Escorpio del sur, en la mitad sur del cielo. Sin embargo, la apariencia realmente observada de las mismas constelaciones de la "Osa" del norte se transmite mejor mediante versos bien conocidos:
Dos osos se ríen:
- ¿Te engañaron estas estrellas?
Son llamados por nuestro nombre,
Y parecen cacerolas.
A la hora de identificar estrellas, es más conveniente llamar a la Osa Mayor la Osa Mayor, que es lo que haremos. Quienes deseen conocer los detalles sobre las constelaciones y sus nombres, pueden consultar el excelente manual de estrellas de G. Ray y el interesante libro de Yu. A. Karpenko.
Para un navegante, una guía práctica del cielo estrellado pueden ser diagramas: indicadores de estrellas de navegación (Fig. 1-4), que muestran la ubicación de estas estrellas en relación con varias constelaciones de referencia que se identifican fácilmente en los mapas estelares.
La principal constelación de soporte es la Osa Mayor, cuyo cubo en nuestros mares siempre es visible sobre el horizonte (en una latitud de más de 40° N) y se identifica fácilmente incluso sin un mapa. Recordemos los nombres propios de las estrellas de la Osa Mayor (Fig.1): α - Dubge, β - Merak, γ - Fekda, δ - Megrets, ε - Aliot, ζ - Mizar, η - Benetnash. ¡Ya conoces las siete estrellas de navegación!
En la dirección de la línea Merak - Dubge y a una distancia de unos 30° se encuentra, como ya sabemos, Polar, el extremo del mango del cubo de la Osa Menor, en cuyo fondo se ve Kokhab.
En la línea Megrets - Polar y a la misma distancia de Polar, se ven el "pecho de doncella" de Casiopea y sus estrellas Kaff y Shedar.
En dirección Fekda - Megrets y a una distancia de unos 30° se encuentra la estrella Deneb, situada en la cola de la constelación del Cisne, una de las pocas que, al menos en cierta medida, corresponde en configuración a su nombre.
En dirección Fekda - Alioth, en un área de aproximadamente 60° de distancia, se ve la estrella más brillante del norte: la belleza azul Vega (a Lyrae).
En la dirección Mizar - Polar y a una distancia de unos 50°-60° del polo se encuentra la constelación de Andrómeda, una cadena de tres estrellas de igual brillo: Alferraz, Mirakh y Alamak.
En la dirección Mirakh - Alamak, a la misma distancia se ve Mirfak (α Perseus).
En dirección Megrets - Dubge, a una distancia de unos 50°, se ve la copa pentagonal de Auriga y una de las estrellas más brillantes, Capella.
De esta forma encontramos casi todas las estrellas de navegación visibles en la mitad norte de nuestro cielo. Usando la Fig. 1, vale la pena practicar primero la búsqueda de estrellas de navegación en los mapas estelares. Cuando entrene “en el suelo”, conserve el arroz. 1 “al revés”, apuntando con el icono * al punto N.
Pasemos a considerar las estrellas de navegación en la mitad sur del cielo primaveral en la misma figura. 1.
Perpendicularmente al fondo de la Osa Mayor, a una distancia de unos 50°, se encuentra la constelación de Leo, en cuya pata delantera está Regulus y en la punta de la cola, Denebola. Para algunos observadores, esta constelación no se parece a una león, sino un hierro con el mango torcido. En dirección a la cola de Leo se encuentran la constelación de Virgo y la estrella Spica. Al sur de la constelación de Leo, en una región pobre en estrellas cerca del ecuador, serán visibles las tenues Alphard (e Hydra).
En la línea Megrets - Merak, a una distancia de unos 50°, se puede ver la constelación de Géminis, dos estrellas brillantes, Castor y Pólux. En el mismo meridiano que ellos y más cerca del ecuador, se ve el brillante Procyon (α Canis Minor).
Moviendo la mirada a lo largo de la curva del mango de la Osa Mayor, a una distancia de unos 30° veremos el Arcturus de color naranja brillante (α Bootes, una constelación que se asemeja a un paracaídas sobre Arcturus). Junto a este paracaídas se ve un pequeño y oscuro cuenco de la Corona del Norte, en el que destaca Alfacca,
Continuando en dirección a la misma curva del mango de la Osa Mayor, no muy lejos del horizonte encontraremos Antares, el brillante ojo rojizo de la constelación de Escorpio.
En una tarde de verano (Fig. 2), el “triángulo de verano” formado por las brillantes estrellas Vega, Deneb y Altair (α Orla) es claramente visible en el lado este del cielo. La constelación del Águila en forma de diamante se encuentra fácilmente en la dirección de vuelo de Cygnus. Entre Águila y Bootes se encuentra la tenue estrella Ras-Alhage de la constelación de Ofiuco.
En las tardes de otoño en el sur se observa la “Plaza de Pegaso”, formada por la estrella Alferraz, que ya hemos considerado, y tres estrellas de la constelación de Pegaso: Markab, Sheat, Algenib. El cuadrado de Pegaso (Fig. 3) se encuentra fácilmente en la línea Polar - Kaff a una distancia de aproximadamente 50° de Casiopea. Respecto a la Plaza de Pegaso, es fácil encontrar las constelaciones de Andrómeda, Perseo y Auriga al este, y las constelaciones del “triángulo de verano” al oeste.
Al sur de la plaza Pegaso, cerca del horizonte, se ven Difda (β Cetus) y Fomalhaut, la "boca del pez del sur", que la ballena pretende tragar.
En la línea Markab - Algeinb, a una distancia de unos 60°, se ve la brillante Aldebarán (α Tauri) en las características “salpicaduras” de las estrellas pequeñas. Hamal (α Aries) se encuentra entre las constelaciones de Pegaso y Tauro.
En la mitad sur del cielo invernal, rica en estrellas brillantes (Fig. 4), es fácil navegar en relación con la más bella constelación de Orión, que se puede reconocer sin mapa. La constelación de Auriga se encuentra a medio camino entre Orión y Polaris. La constelación de Tauro se encuentra en la continuación del arco del cinturón de Orión (formado por las estrellas “tres hermanas” ζ, ε, δ Orión) a una distancia de aproximadamente 20°. En la continuación sur del mismo arco, a una distancia de unos 15°, brilla la estrella más brillante, Sirio (α Canis Majoris). En la dirección γ - α de Orión, Portion se observa a una distancia de 20°.
En la constelación de Orión, las estrellas de navegación son Betelgeuse y Rigel.
Debe tenerse en cuenta que la apariencia de las constelaciones puede verse distorsionada por la aparición de planetas en ellas: "estrellas errantes". La posición de los planetas en el cielo estrellado en 1982 se indica en la siguiente tabla. 2 Entonces, habiendo estudiado esta tabla, estableceremos que, por ejemplo, en mayo Venus no será visible por la noche, Marte y Saturno distorsionarán la vista de la constelación de Virgo, y no muy lejos de ellos en la constelación de Libra, muy El brillante Júpiter será visible (un “desfile de planetas” rara vez observado). La información sobre los lugares visibles de los planetas se da para cada año en el MAE y en el Calendario Astronómico de la editorial Nauka. Deben trazarse en un mapa estelar como preparación para el viaje, utilizando las ascensiones y declinaciones rectas de los planetas indicadas en estos manuales para la fecha de observación.
Los diagramas estacionales proporcionados: indicadores de estrellas de navegación (Fig. 1-4) son más convenientes para trabajar durante el crepúsculo, cuando el horizonte y solo las estrellas más brillantes son claramente visibles. Las configuraciones de las constelaciones representadas en los mapas estelares sólo pueden detectarse después de una completa oscuridad.
La búsqueda de estrellas de navegación debe tener sentido, hay que aprender a percibir la apariencia de la constelación como un todo, como una imagen, un cuadro. Una persona reconoce rápida y fácilmente lo que espera ver. Por eso, a la hora de prepararse para un viaje, es necesario estudiar un mapa estelar de la misma forma que un turista estudia en un mapa una ruta para caminar por una ciudad desconocida.
Cuando salga a observar, lleve consigo un mapa estelar y un indicador de estrellas de navegación, así como una linterna (es mejor cubrir su vaso con esmalte de uñas rojo). Una brújula será útil, pero puedes prescindir de ella determinando la dirección hacia el norte a lo largo de Polyarnaya. Piense en algo que sirva como “barra de escala” para estimar distancias angulares en el cielo. El ángulo en el que es visible un objeto sostenido con la mano extendida y perpendicular a él contiene tantos grados como centímetros de altura de este objeto. En el cielo, la distancia entre las estrellas Dubge y Megrets es de 10°, entre las estrellas Dubge y Benetnash - 25°, entre las estrellas exteriores Casiopea - 15°, el lado oriental de la plaza Pegaso - 15°, entre Rigel y Betelgeuse - unos 20°.
Habiendo llegado a la zona a la hora señalada, oriéntate en las direcciones Norte, Este, Sur y Oeste. Encuentre e identifique la constelación que pasa por encima de su cabeza, a través del cenit o cerca de él. Haga referencia al área del esquema estacional y al mapa ecuatorial, en el punto S y la dirección del meridiano celeste local perpendicular a la línea del horizonte en el punto S; vincule el mapa del polo norte al área, a lo largo de la línea ZP. Encuentre una constelación de referencia: la Osa Mayor (Cuadrado de Pegaso u Orión) y practique la identificación de estrellas de navegación. En este caso, es necesario recordar las distorsiones en las alturas de las luminarias observadas visualmente debido al achatamiento del cielo, las distorsiones en el color de las estrellas en altitudes bajas, el aparente aumento en el tamaño de las constelaciones cerca del horizonte y su disminución a medida que se acercan al cenit, debido a los cambios en la posición de las figuras de las constelaciones durante la noche con respecto al horizonte visible debido a la rotación del cielo.
A. Cálculo del tiempo del meridiano
B. Un ejemplo de cómo calcular el tiempo de los meridianos y elegir un mapa estelar estacional
El 8 de mayo de 1982, en el Mar Báltico (latitud φ = 59,5° N; longitud λ = 24,8° O st, se planificaron observaciones del cielo estrellado en el momento T S = 00 H 30 M, hora estándar (verano de Moscú). Seleccionar y orientar el mapa estelar y el índice de estrellas de navegación.En la costa se puede tomar aproximadamente T M igual al verano, reducido en 2 horas, en nuestro ejemplo:
En todos los casos en que el tiempo de observación estándar T C sea menor que el No. C, antes de realizar la resta es necesario aumentar T C en 24 horas; en este caso, la fecha mundial será menor que la fecha local en uno. Si resulta que después de realizar la suma, T gr resulta ser más de 24 horas, es necesario descartar las 24 horas y aumentar la fecha del resultado en una. La misma regla se aplica al calcular T M a partir de G gr y λ.
Selección del esquema estacional y su orientación.
Fecha local 7 de mayo y momento T M = 22 H 09 M según tabla. 1 se corresponde más estrechamente con el esquema estacional de la Fig. 1. Pero este esquema se construyó para T M = 21 H el 7 de mayo, y realizaremos observaciones 1 H 09 M más tarde (en grados 69 M: 4 M = 17°). Por lo tanto, el meridiano local (línea S - P N) estará ubicado a la izquierda del meridiano central del diagrama 17° (si hubiéramos observado antes, y no después, el meridiano local se habría desplazado hacia la derecha).
En nuestro ejemplo, la constelación de Virgo pasará por el meridiano local sobre el punto Sur y la constelación de la Osa Mayor cerca del cenit, y Casiopea estará ubicada sobre el punto Norte (ver mapa estelar para tγ = 13 H 09 M y τK = 163°).
Para identificar las estrellas de navegación, se utilizará la orientación relativa a la Osa Mayor (Fig. 1).
Notas
1. Las débiles constelaciones de Piscis y Cáncer no se muestran en el mapa.2. Los títulos de estos libros. Gris. Estrellas. M., “Mir”, 1969. (168 págs.); Yu. A, Karpenko, Nombres del cielo estrellado, M., “Ciencia”, 1981 (183 págs.).
Materia: Astronomía.
Clase: 10 11
Profesora: Elakova Galina Vladimirovna.
Lugar de trabajo: Institución educativa presupuestaria municipal
"Escuela secundaria nº 7" Kanash, República de Chuvasia
Trabajos de prueba sobre el tema "Cometas, meteoritos y meteoritos".
Probar y evaluar los conocimientos es un requisito previo para la eficacia del proceso educativo.
El control temático de la prueba se puede realizar por escrito o en grupos con diferentes
nivel de formación. Este control es bastante objetivo, ahorra tiempo,
proporciona un enfoque individual. Además, los estudiantes pueden utilizar pruebas.
para prepararse para las pruebas y VPR. El uso del trabajo propuesto no excluye
aplicación de otras formas y métodos para evaluar los conocimientos y habilidades de los estudiantes, como
estudio oral, preparación de trabajos de proyectos, resúmenes, informes, ensayos, etc.
Opción I:
1. ¿Cuál fue la visión histórica general de los cometas?
2. ¿Por qué el cometa se aleja del Sol primero con la cola?
A. Las colas de los cometas se forman como resultado de la presión de la radiación solar, que
siempre apunta en dirección opuesta al Sol, por lo que la cola del cometa siempre apunta en dirección opuesta al Sol.
B. Las colas de los cometas se forman como resultado de la presión de la radiación solar y la energía solar.
vientos que siempre se dirigen en dirección opuesta al Sol, de modo que la cola del cometa también se dirige siempre
del sol.
B. Las colas de los cometas se forman como resultado del viento solar, que siempre está dirigido
lejos del Sol, de modo que la cola de un cometa siempre está dirigida en dirección opuesta al Sol.
3. ¿Qué es una "estrella fugaz"?
A. Partículas sólidas muy pequeñas que orbitan alrededor del Sol.
B. Esta es una franja de luz que se hace visible en el momento de la combustión completa del meteoroide.
cuerpos.
P. Este es un trozo de piedra o metal que voló desde las profundidades del espacio.
4. ¿Cómo se puede distinguir un asteroide de una estrella en el cielo estrellado?
A. Por movimiento relativo a las estrellas.
B. A lo largo de órbitas elípticas alargadas (con gran excentricidad).
B. Los asteroides no cambian de posición en el cielo estrellado.
5. ¿Es posible observar meteoros en la Luna?
R. Sí, los meteoros se pueden ver en todas partes.
B. No, por la falta de atmósfera.
P. Sí, se pueden observar meteoros en la Luna, ya que la ausencia de atmósfera no influye.
6. ¿En qué parte del Sistema Solar se encuentran las órbitas de la mayoría de los asteroides? Cómo
¿Las órbitas de algunos asteroides difieren de las órbitas de los planetas principales?
A. Entre las órbitas de Urano y Júpiter. Las órbitas se caracterizan por una baja excentricidad.
B. Entre las órbitas de Marte y Júpiter. Las órbitas se caracterizan por una baja excentricidad.
B. Entre las órbitas de Marte y Júpiter. Las órbitas se caracterizan por una alta excentricidad.
7. ¿Cómo se determinó que algunos asteroides tienen forma irregular?
A. Cambiando su brillo aparente.
B. Por movimiento relativo a las estrellas.
B. A lo largo de órbitas elípticas alargadas (con gran excentricidad).
8. ¿Qué tienen de especial los asteroides que forman el grupo de los “troyanos”? Respuesta
justificar.
A. Los asteroides, junto con Júpiter y el Sol, forman un triángulo equilátero y
moverse alrededor del Sol de la misma manera que Júpiter, pero solo delante de él.
B. Los asteroides, junto con Júpiter y el Sol, forman un triángulo equilátero y
moverse alrededor del Sol de la misma manera que Júpiter, pero por delante o por detrás.
B. Los asteroides, junto con Júpiter y el Sol, forman un triángulo equilátero y
moverse alrededor del Sol de la misma manera que Júpiter, pero solo detrás de él.
9. A veces, un cometa desarrolla dos colas, una de las cuales se dirige hacia
al Sol y el otro al Sol. ¿Cómo se puede explicar esto?
A. La cola dirigida hacia el Sol está formada por partículas más grandes cuya fuerza
La atracción solar es mayor que la fuerza repulsiva de sus rayos.
10. Pasando volando por la Tierra a una distancia de 1 UA. un cometa tiene cola
esquina
tamaño 0°.5. Estima la longitud de la cola del cometa en kilómetros.
≈
1,3 ∙ 106 kilómetros.
A.
≈
B.
13 ∙ 106 kilómetros.
≈
EN.
0,13 ∙ 106 kilómetros.
Opción II:
1. ¿Cuáles son las ideas astronómicas modernas sobre los cometas?
R. Los cometas se consideraban fenómenos sobrenaturales que traían desgracias a las personas.
B. Los cometas son miembros del sistema solar, que en su movimiento obedecen
leyes de la física y no tienen significado místico.
2. Indique las respuestas correctas a los cambios en la apariencia del cometa tal como
movimiento en órbita alrededor del Sol.
R. Un cometa está lejos del Sol y está formado por un núcleo (gases congelados y polvo).
B. A medida que se acerca al Sol, se forma una coma.
B. Se forma una cola muy cerca del Sol.
D. A medida que se aleja del Sol, la materia del cometa se congela.
D. A gran distancia del Sol, la coma y la cola desaparecen.
E. Todas las respuestas son correctas.
3. Relacione cada descripción con el título correcto: (a) “Estrella fugaz”. 1.
Meteorito; (b) Una pequeña partícula que orbita alrededor del Sol. 2. Meteorito; (V)
Cuerpo sólido que llega a la superficie de la Tierra. 3. Cuerpo de meteorito.
R. (a) 1; (b) 3; (a las 2.
B. (a) 3; (b) 1; (a las 2.
V. (a) 2; (b) 1; (a las 3.
4. Aquiles, Quaoar, Proserpina, Temis, Juno. Indique cuál es el que está impar en esta lista.
y justifica tu elección.
A. Aquiles, nombre tomado de la mitología antigua, es un asteroide del cinturón principal.
B. Quaoar: pertenece al cinturón de Kuiper, que lleva el nombre de la deidad creadora.
Indios tongva.
V. Proserpina, nombre tomado de la mitología antigua, es un asteroide del cinturón principal.
G. Themis es un nombre tomado de la mitología antigua, un asteroide del cinturón principal.
D. Juno, nombre tomado de la mitología antigua, es un asteroide del cinturón principal.
5. ¿Qué cambios en el movimiento de los cometas provocan perturbaciones desde el exterior?
¿Júpiter?
A. La forma de la órbita del cometa cambia.
B. El período orbital del cometa cambia.
B. La forma de la órbita y el período de revolución del cometa cambian.
6. ¿En qué estado se encuentra la sustancia que forma el núcleo del cometa y sus
¿cola?
A. El núcleo del cometa es un cuerpo sólido formado por una mezcla de gases congelados y partículas sólidas.
Sustancias refractarias, la cola es gas enrarecido y polvo.
B. La cola de un cometa es un cuerpo sólido formado por una mezcla de gases congelados y partículas sólidas.
Sustancias refractarias, el núcleo es gas y polvo enrarecidos.
B. El núcleo y la cola de un cometa son un cuerpo sólido formado por una mezcla de gases y sólidos congelados.
partículas de sustancias refractarias.
7. ¿Cuál de los siguientes fenómenos se puede observar en la Luna: meteoros, cometas,
eclipses, auroras polares.
R. Debido a la falta de atmósfera en la Luna, allí no se pueden observar meteoros ni estrellas polares.
resplandor. Se pueden ver cometas y eclipses solares.
B. En la Luna puedes ver meteoros y auroras. Cometas y solar
no hay eclipse.
B. Se pueden observar todos los fenómenos anteriores.
8. ¿Cómo se pueden estimar las dimensiones lineales de un asteroide si sus dimensiones angulares
¿No se puede medir ni siquiera cuando se observa a través de un telescopio?
A. Conociendo la distancia a la Tierra y al Sol, y tomando algún valor promedio
reflexividad de la superficie del asteroide, se pueden estimar sus dimensiones lineales.
B. Conociendo la distancia a la Tierra y al Sol, podemos estimar sus dimensiones lineales.
B. Conocer alguna reflectividad promedio de la superficie del asteroide
se pueden estimar sus dimensiones lineales.
9. “Si quieres ver un cometa que valga la pena ver, debes salir afuera
nuestro sistema solar, hacia donde pueden girar, ¿sabes? Soy un amigo
Dios mío, vi esos especímenes allí que ni siquiera podían caber en las órbitas.
nuestros cometas más famosos, sus colas definitivamente colgarían."
¿Es cierta la afirmación?
R. Sí, porque fuera del sistema solar y lejos de otros sistemas similares
Los cometas tienen colas como esta.
B. No, porque fuera del sistema solar y lejos de otros sistemas similares
Los cometas no tienen cola y su tamaño es insignificante.
10. Compara las razones del brillo de un cometa y un planeta. ¿Es posible notar?
¿Diferencias en los espectros de estos cuerpos? Da una respuesta detallada.
Respuestas:
Opción I: 1 – A; 2-B; 3-B; 4-A; 5B; 6-B; 7-A; 8-B; 9-A; 10 A.
Opción II: 1 – B; 2 – mi; 3 –A; 4B; 5-B; 6-A; 7-A; 8A; 9-B;
.α
Opción I:
Solución al problema número 10: supongamos que la cola del cometa se dirige perpendicular al rayo.
visión. Entonces su longitud se puede estimar de la siguiente manera. Denotemos el tamaño angular de la cola.
/2α se puede encontrar a partir de un triángulo rectángulo, uno de los catetos
La mitad de este ángulo
que es la mitad de la longitud de la cola del cometa p/2, y la otra es la distancia de la Tierra a
° .5 es pequeño, por lo que podemos suponer aproximadamente que
cometa L. Entonces tg
su tangente es igual al ángulo mismo (expresado en radianes). Entonces podemos escribir que α
≈
150 ∙ 106 km, obtenemos p
Por lo tanto, recordando que la unidad astronómica es
1,3 ∙ 106 kilómetros.
α
/2 = p/2 L . Ángulo 0
150 ∙ 106 ∙ (0.5/57)
p/l.
≈ α ≈
L∙
Hay otra opción de evaluación. Puedes notar que el cometa vuela desde la Tierra hacia
distancia igual a la distancia de la Tierra al Sol, y su cola tiene un tamaño angular,
igual al diámetro angular aparente del Sol en el cielo terrestre. Por lo tanto lineal
el tamaño de la cola es igual al diámetro del Sol, cuyo valor es cercano al obtenido anteriormente
resultado. Sin embargo, no tenemos información sobre cómo está orientada la cola del cometa en
espacio. Por lo tanto, se debe concluir que la estimación de la longitud de la cola obtenida anteriormente es
este es el valor mínimo posible. Entonces la respuesta final se ve así: longitud
La cola del cometa tiene al menos 1,3 millones de kilómetros.
Opción II:
Solución al problema número 4: Extra Quaoar, porque pertenece al cinturón de Kuiper. Todo
los objetos restantes son asteroides del cinturón principal. Todos los asteroides principales enumerados
los cinturones tienen nombres tomados de la mitología antigua, y el nombre "Quaoar" claramente tiene
otras raíces semánticas. Quaoar lleva el nombre de la deidad creadora entre los indios.
Tribu Tongva.
Solución al problema No. 10: El núcleo del cometa y el polvo ubicado en la cabeza y cola del cometa,
reflejar la luz del sol. Los gases que forman la cabeza y la cola brillan debido a
energía recibida del sol. Los planetas reflejan la luz del sol. Entonces en ambos
En los espectros se observarán líneas de absorción características del espectro solar. A
estas líneas en el espectro del planeta se suman a las líneas de absorción de los gases que componen
atmósfera del planeta, y en el espectro del cometa: las líneas de emisión de los gases incluidos en la composición
cometas.
Literatura:
1. GI Malakhova, E.K. Strout “Material didáctico sobre astronomía”: Un manual para
profesores. M.: Educación, 1989.
2. Moshe D. Astronomía: Libro. para estudiantes. Por. Del inglés/Ed. AUTOMÓVIL CLUB BRITÁNICO. Gurstein. – M.:
Ilustración, 1985.
3. V.G. Surdin. Olimpíadas astronómicas. Problemas con soluciones – Moscú, Editorial
Centro Educativo y Científico de Formación Preuniversitaria, Universidad Estatal de Moscú, 1995.
4. V.G. Surdin. Problemas astronómicos con soluciones - Moscú, URSS, 2002.
5. Objetivos de la Olimpiada Astronómica de Moscú. 19972002. Ed. S.O.
Ugolnikova, V.V. Chichmarya - Moscú, MIOO, 2002.
6. Objetivos de la Olimpiada Astronómica de Moscú. 20032005. Ed. S.O.
Ugolnikova, V.V. Chichmarya - Moscú, MIOO, 2005.
7. A.M. Romanov. Preguntas interesantes sobre astronomía y más - Moscú, ICSME,
2005.
8. Olimpiada de toda Rusia para escolares de astronomía. Estado automático AV. Zasov, etc. –
Moscú, Agencia Federal para la Educación, AIC y PPRO, 2005.
9. Olimpiada de toda Rusia para escolares de astronomía: contenido de la Olimpiada y
preparación de competidores. Estado automático O. S. Ugolnikov – Moscú, Agencia Federal
sobre educación, AIC y PPRO, 2006 (en prensa).
Recursos de Internet:
1. El sitio web oficial de todas las Olimpiadas de toda Rusia, creado por iniciativa de
Ministerio de Educación y Ciencia de la Federación de Rusia y la Agencia Federal para
educación http://www.rusolymp.ru
2. Sitio web oficial de la Olimpiada Astronómica de toda Rusia
http://lnfm1.sai.msu.ru/~olympiad
3. Sitio web de las Olimpiadas Astronómicas de San Petersburgo y la región de Leningrado -
problemas y soluciones http://school.astro.spbu.ru