Jak otworzyć 

Co obejmuje dieta dzienna: wyjaśnienia na wszystkie pytania. Wysokość bieguna niebieskiego i szerokość geograficzna miejsca obserwacji. Codzienny ruch gwiazd na różnych szerokościach geograficznych. Wysokość diety dziennej wypłacanej pracownikowi

Cieszę się, że mogę żyć wzorowo i prosto:
Jak słońce - jak wahadło - jak kalendarz
M. Cwietajewa

Lekcja 6/6

Temat Podstawy pomiaru czasu.

Cel Rozważmy system liczenia czasu i jego związek z długością geograficzną. Podaj pojęcie chronologii i kalendarza, określając współrzędne geograficzne (długość geograficzną) obszaru na podstawie obserwacji astrometrycznych.

Zadania :
1. Edukacyjny: astrometria praktyczna dotycząca: 1) metod astronomicznych, przyrządów i jednostek miar, liczenia i przechowywania czasu, kalendarzy i chronologii; 2) określenie współrzędnych geograficznych (długości geograficznej) obszaru na podstawie obserwacji astrometrycznych. Usługi Słońca i dokładny czas. Zastosowanie astronomii w kartografii. O zjawiskach kosmicznych: obrocie Ziemi wokół Słońca, obrocie Księżyca wokół Ziemi i obrocie Ziemi wokół własnej osi oraz o ich konsekwencjach - zjawiskach niebieskich: wschodzie słońca, zachodzie słońca, dziennym i rocznym widzialnym ruchu oraz kulminacjach światła (Słońce, Księżyc i gwiazdy), zmieniające się fazy Księżyca.
2. Edukacja: kształtowanie światopoglądu naukowego i edukacja ateistyczna w toku poznawania historii wiedzy ludzkiej, z głównymi typami kalendarzy i systemów chronologicznych; obalanie przesądów związanych z pojęciem „roku przestępnego” i tłumaczeniem dat kalendarzy juliańskiego i gregoriańskiego; edukacja politechniczna i zawodowa w zakresie prezentacji materiału na temat przyrządów do pomiaru i przechowywania czasu (zegarów), kalendarzy i systemów chronologicznych oraz praktycznych metod stosowania wiedzy astrometrycznej.
3. Rozwojowy: kształtowanie umiejętności: rozwiązywania problemów związanych z obliczaniem czasu i dat oraz przenoszeniem czasu z jednego systemu magazynowania i liczenia do innego; wykonywać ćwiczenia z zakresu stosowania podstawowych wzorów astrometrii praktycznej; posługiwać się mapą ruchomej gwiazdy, podręcznikami i kalendarzem astronomicznym do określania położenia i warunków widzialności ciał niebieskich oraz występowania zjawisk niebieskich; określić współrzędne geograficzne (długość geograficzną) obszaru na podstawie danych z obserwacji astronomicznych.

Wiedzieć:
Poziom 1 (standardowy)- systemy liczenia czasu i jednostki miary; koncepcja południa, północy, dnia, związek czasu z długością geograficzną; południk zerowy i czas uniwersalny; strefa, czas lokalny, letni i zimowy; metody tłumaczeniowe; nasza chronologia, powstanie naszego kalendarza.
Drugi poziom- systemy liczenia czasu i jednostki miary; koncepcja południa, północy, dnia; powiązania czasu z długością geograficzną; południk zerowy i czas uniwersalny; strefa, czas lokalny, letni i zimowy; metody tłumaczeniowe; przypisanie dokładnej usługi czasowej; pojęcie chronologii i przykłady; pojęcie kalendarza i główne typy kalendarzy: księżycowy, księżycowo-słoneczny, słoneczny (juliański i gregoriański) oraz podstawy chronologii; problem stworzenia stałego kalendarza. Podstawowe pojęcia astrometrii praktycznej: zasady wyznaczania współrzędnych czasowych i geograficznych obszaru na podstawie danych z obserwacji astronomicznych. Przyczyny obserwowanych na co dzień zjawisk niebieskich wywołanych obrotem Księżyca wokół Ziemi (zmiany faz Księżyca, pozorny ruch Księżyca po sferze niebieskiej).

Być w stanie:
Poziom 1 (standardowy)- znajdź czas uniwersalny, średni, strefowy, lokalny, letni, zimowy;
Drugi poziom- znajdź czas uniwersalny, średni, strefowy, lokalny, letni, zimowy; konwertuj daty ze starego na nowy styl i odwrotnie. Rozwiązuj zadania w celu ustalenia współrzędnych geograficznych miejsca i czasu obserwacji.

Sprzęt: plakat „Kalendarz”, PKZN, wahadło i zegary słoneczne, metronom, stoper, zegar kwarcowy Kula Ziemi, tablice: niektóre praktyczne zastosowania astronomia. CD- "Red Shift 5.1" (Time - show, Tales of the Universe = Time and Seasons). Model sfery niebieskiej; ścienna mapa rozgwieżdżonego nieba, mapa stref czasowych. Mapy i fotografie powierzchni Ziemi. Tabela „Ziemia w przestrzeni kosmicznej”. Fragmenty taśm filmowych„Pozorny ruch ciał niebieskich”; „Rozwój idei o Wszechświecie”; „Jak astronomia obaliła religijne poglądy na temat Wszechświata”

Połączenie między podmiotami: Współrzędne geograficzne, pomiar czasu i metody orientacji, rzutowanie kartograficzne (geografia, klasy 6-8)

Podczas zajęć

1. Powtórzenie tego, czego się nauczyłeś(10 minut).
A) 3 osoby na kartach indywidualnych.
1. 1. Na jakiej wysokości w Nowosybirsku (φ= 55°) Słońce osiąga kulminację 21 września? [dla drugiego tygodnia października wg PCZN δ=-7°, następnie h=90 o -φ+δ=90 o -55°-7°=28°]
2. Gdzie na Ziemi nie widać gwiazd półkuli południowej? [na biegunie północnym]
3. Jak poruszać się po terenie korzystając ze Słońca? [Marzec, wrzesień - wschód słońca na wschodzie, zachód słońca na zachodzie, południe na południu]
2. 1. Południowa wysokość Słońca wynosi 30°, a jego deklinacja wynosi 19°. Określ szerokość geograficzną miejsca obserwacji.
2. Jak rozmieszczone są codzienne ścieżki gwiazd względem równika niebieskiego? [równoległy]
3. Jak poruszać się po terenie za pomocą Gwiazdy Polarnej? [kierunek północ]
3. 1. Jaka jest deklinacja gwiazdy, jeśli ma ona kulminację w Moskwie (φ = 56 º ) na wysokości 69°?
2. Jak przebiega oś świata względem osi Ziemi, względem płaszczyzny horyzontu? [równolegle, pod kątem szerokości geograficznej miejsca obserwacji]
3. Jak określić szerokość geograficzną obszaru na podstawie obserwacji astronomicznych? [zmierz wysokość kątową Gwiazdy Północnej]

B) 3 osoby na pokładzie.
1. Wyprowadź wzór na wysokość oprawy.
2. Codzienne ścieżki luminarzy (gwiazd) na różnych szerokościach geograficznych.
3. Udowodnij, że wysokość bieguna niebieskiego jest równa szerokości geograficznej.

V) Reszta we własnym zakresie .
1. Który największa wysokość osiąga Vegę (δ=38 o 47”) w kołysce (φ=54 o 04”)? [najwyższa wysokość w górnej kulminacji, h=90 o -φ+δ=90 o -54 o 04 "+38 o 47"=74 o 43"]
2. Wybierz dowolną jasną gwiazdę za pomocą PCZN i zapisz jej współrzędne.
3. W jakiej konstelacji znajduje się dziś Słońce i jakie są jego współrzędne? [na drugi tydzień października wg PKZN w zwołaniu. Panna, δ=-7°, α=13 h 06 m ]

d) w „Przesunięcie ku czerwieni 5.1”
Znajdź słońce:
- jakie informacje można uzyskać o Słońcu?
- jakie są jego współrzędne dzisiaj i w jakiej konstelacji się znajduje?
- Jak zmienia się deklinacja? [zmniejsza się]
- która z gwiazd mających swoją nazwę jest najbliżej Słońca pod względem odległości kątowej i jakie są jej współrzędne?
- udowodnij, że Ziemia jest w środku ten moment poruszając się po orbicie zbliża się do Słońca (z tabeli widoczności - średnica kątowa Słońca wzrasta)

2. Nowy materiał (20 minut)
Trzeba zapłacić uwagę uczniów:
1. Długość dnia i roku zależy od układu odniesienia, w którym rozpatrywany jest ruch Ziemi (czy jest on związany z gwiazdami stałymi, Słońcem itp.). Wybór układu odniesienia znajduje odzwierciedlenie w nazwie jednostki czasu.
2. Czas trwania jednostek czasu związany jest z warunkami widzialności (kulminacjami) ciał niebieskich.
3. Wprowadzenie do nauki atomowego wzorca czasu było spowodowane nierównomiernym obrotem Ziemi, odkrytym, gdy wzrosła dokładność zegarów.
4. Wprowadzenie czasu standardowego wynika z konieczności skoordynowania działalności gospodarczej na obszarze określonym granicami stref czasowych.

Systemy liczenia czasu. Związek z długością geograficzną. Tysiące lat temu ludzie zauważyli, że wiele rzeczy w przyrodzie się powtarza: Słońce wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie, lato ustępuje zimie i odwrotnie. Wtedy właśnie powstały pierwsze jednostki czasu - dzień miesiąc rok . Za pomocą prostych instrumentów astronomicznych ustalono, że rok ma około 360 dni, a w ciągu około 30 dni sylwetka Księżyca przechodzi cykl od jednej pełni do drugiej. Dlatego mędrcy chaldejscy przyjęli jako podstawę sześciodziesiętny system liczbowy: dzień podzielono na 12 nocy i 12 dni godziny , okrąg - 360 stopni. Każdą godzinę i każdy stopień podzielono przez 60 minuty , a co minutę - o 60 sekundy .
Jednak kolejne, dokładniejsze pomiary beznadziejnie zepsuły tę doskonałość. Okazało się, że Ziemia dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu 365 dni, 5 godzin, 48 minut i 46 sekund. Księżyc potrzebuje od 29,25 do 29,85 dni, aby okrążyć Ziemię.
Zjawiska okresowe, którym towarzyszy codzienny obrót sfery niebieskiej i pozorny roczny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki stanowią podstawę różnych systemów liczenia czasu. Czas- główny wielkość fizyczna, charakteryzujące kolejne zmiany zjawisk i stanów materii, czas ich istnienia.
Krótki- dzień, godzina, minuta, sekunda
Długi- rok, kwartał, miesiąc, tydzień.
1. "Zvezdnoe"czas związany z ruchem gwiazd na sferze niebieskiej. Mierzony kątem godzinnym równonocy wiosennej: S = t ^ ; t = S - a
2. "Słoneczny„czas związany: z pozornym ruchem środka dysku słonecznego wzdłuż ekliptyki (prawda czas słoneczny) lub ruch „przeciętnego Słońca” - wyimaginowanego punktu poruszającego się równomiernie wzdłuż równika niebieskiego w tym samym okresie co prawdziwe Słońce (średni czas słoneczny).
Wraz z wprowadzeniem atomowego standardu czasu w 1967 r System międzynarodowy SI w fizyce wykorzystuje sekundę atomową.
Drugi- wielkość fizyczna równa liczbowo 9192631770 okresów promieniowania odpowiadająca przejściu pomiędzy nadsubtelnymi poziomami stanu podstawowego atomu cezu-133.
Wszystkie powyższe „czasy” są ze sobą zgodne poprzez specjalne obliczenia. W Życie codzienne używany jest średni czas słoneczny . Podstawową jednostką czasu gwiazdowego, prawdziwego i średniego czasu słonecznego jest dzień. Sekundy gwiazdowe, średnie słoneczne i inne uzyskujemy, dzieląc odpowiedni dzień przez 86400 (24 godziny, 60 m, 60 s). Dzień stał się pierwszą jednostką miary czasu ponad 50 000 lat temu. Dzień- okres czasu, w którym Ziemia dokonuje jednego pełnego obrotu wokół własnej osi względem jakiegoś punktu orientacyjnego.
Dzień gwiazdowy- okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem gwiazd stałych, definiowany jako odstęp czasu pomiędzy dwiema kolejnymi górnymi kulminacjami równonocy wiosennej.
Prawdziwe słoneczne dni- okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem środka dysku słonecznego, definiowany jako odstęp czasu pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie w środku dysku słonecznego.
Ze względu na fakt, że ekliptyka jest nachylona do równika niebieskiego pod kątem 23 około 26", a Ziemia obraca się wokół Słońca po eliptycznej (nieco wydłużonej) orbicie, prędkość pozornego ruchu Słońca przez planetę niebieską kuli ziemskiej i dlatego długość prawdziwego dnia słonecznego będzie się stale zmieniać w ciągu roku: najszybszy w pobliżu punktów równonocy (marzec, wrzesień), najwolniejszy w pobliżu przesileń (czerwiec, styczeń) Aby uprościć obliczenia czasu, koncepcja przeciętnego dnia słonecznego wprowadzono do astronomii - okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem „przeciętnego Słońca”.
Przeciętny dzień słoneczny definiuje się jako okres pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami „przeciętnego Słońca” o tej samej nazwie. Są o 3 m 55,009 s krótsze od dnia gwiazdowego.
24 h 00 m 00 s czas gwiazdowy jest równy 23 h 56 m 4,09 s średniemu czasowi słonecznemu. Dla pewności obliczeń teoretycznych zostało to przyjęte efemerydy (tabela) sekunda równa średniej sekundzie słonecznej w dniu 0 stycznia 1900 roku o godzinie 12:00 czasu równoprądowego, niezwiązana z obrotem Ziemi.

Około 35 000 lat temu ludzie zauważyli okresową zmianę wyglądu Księżyca - zmianę faz Księżyca. Faza F ciało niebieskie (Księżyc, planeta itp.) jest określone przez stosunek największej szerokości oświetlonej części dysku D do jego średnicy D: Ф=d/d. Linia terminatora oddziela ciemną i jasną część dysku świetlnego. Księżyc porusza się wokół Ziemi w tym samym kierunku, w którym Ziemia obraca się wokół własnej osi: z zachodu na wschód. Ruch ten znajduje odzwierciedlenie w widzialnym ruchu Księżyca na tle gwiazd w kierunku obrotu nieba. Każdego dnia Księżyc przemieszcza się na wschód o 13,5 o względem gwiazd i wykonuje pełny obrót w ciągu 27,3 dni. W ten sposób została ustalona druga miara czasu po dniu - miesiąc.
Gwiezdny (gwiazdowy) miesiąc księżycowy- okres czasu, w którym Księżyc dokonuje jednego pełnego obrotu wokół Ziemi względem gwiazd stałych. Równe 27 d 07 h 43 m 11,47 s.
Synodyczny (kalendarzowy) miesiąc księżycowy- okres pomiędzy dwiema kolejnymi fazami Księżyca o tej samej nazwie (zazwyczaj nowiu). Równe 29 d 12 h 44 m 2,78 s.
Połączenie zjawisk widzialnego ruchu Księżyca na tle gwiazd i zmieniających się faz Księżyca pozwala na nawigację Księżycem na ziemi (ryc.). Księżyc pojawia się jako wąski półksiężyc na zachodzie i znika w promieniach świtu jako równie wąski półksiężyc na wschodzie. Narysujmy w myślach linię prostą na lewo od półksiężyca. Na niebie możemy odczytać albo literę „R” - „rośnie”, „rogi” miesiąca zwrócone są w lewo - miesiąc jest widoczny na zachodzie; lub litera „C” - „starzenie się”, „rogi” miesiąca są zwrócone w prawo - miesiąc jest widoczny na wschodzie. Podczas pełni księżyca, księżyc jest widoczny na południu o północy.

W wyniku wielomiesięcznych obserwacji zmian położenia Słońca nad horyzontem powstała trzecia miara czasu - rok.
Rok- okres czasu, w którym Ziemia dokonuje jednego pełnego obrotu wokół Słońca względem jakiegoś punktu orientacyjnego (punktu).
Rok gwiazdowy- gwiazdowy (gwiezdny) okres obrotu Ziemi wokół Słońca, równy 365,256320... przeciętnego dnia słonecznego.
Rok anomalistyczny- odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami przeciętnego Słońca przez punkt na jego orbicie (najczęściej przez peryhelium) wynosi 365,259641... przeciętnej doby słonecznej.
Rok tropikalny- odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami przeciętnego Słońca przez równonoc wiosenną, równy 365,2422... przeciętnej doby słonecznej lub 365 d 05 h 48 m 46,1 s.

Czas na świecie definiuje się jako lokalny średni czas słoneczny na południku zerowym (Greenwich) ( To, UT- Czas uniwersalny). Ponieważ w życiu codziennym nie można używać czasu lokalnego (ponieważ w Kołybelce jest jeden, a w Nowosybirsku jest inaczej (inny λ )), dlatego też został on zatwierdzony przez Konferencję za namową kanadyjskiego inżyniera kolejowego Sanforda Fleminga(8 lutego 1879 podczas przemówienia w Instytucie Kanadyjskim w Toronto) czas standardowy, dzieląc kulę ziemską na 24 strefy czasowe (360:24 = 15 o, 7,5 o od południka centralnego). Zerowa strefa czasowa położona jest symetrycznie względem południka głównego (Greenwich). Pasy są ponumerowane od 0 do 23, z zachodu na wschód. Rzeczywiste granice pasów łączą się z granicami administracyjnymi powiatów, regionów czy stanów. Środkowe południki stref czasowych są oddzielone od siebie dokładnie o 15 o (1 godzina), dlatego przy przechodzeniu z jednej strefy czasowej do drugiej czas zmienia się o całkowitą liczbę godzin, ale liczba minut i sekund nie zmiana. Nowy dzień kalendarzowy (i Nowy Rok) zaczynać się linie daty(linia demarkacyjna), przechodząc głównie wzdłuż południka 180 o długości geograficznej wschodniej w pobliżu północno-wschodniej granicy Federacja Rosyjska. Na zachód od linii daty data miesiąca jest zawsze o jeden dalej niż na wschód od niej. Przy przekraczaniu tej linii z zachodu na wschód liczba kalendarzowa zmniejsza się o jeden, a przy przekraczaniu tej linii ze wschodu na zachód liczba kalendarzowa zwiększa się o jeden, co eliminuje błąd w liczeniu czasu, gdy podróże po świecie oraz ruchy ludzi ze wschodniej do zachodniej półkuli Ziemi.
Dlatego też Międzynarodowa Konferencja Południkowa (1884, Waszyngton, USA) w związku z rozwojem telegrafu i telegrafu transport kolejowy weszła:
- dzień zaczyna się o północy, a nie jak dotychczas w południe.
- południk zerowy z Greenwich (Obserwatorium Greenwich pod Londynem, założone przez J. Flamsteeda w 1675 r., poprzez oś teleskopu obserwacyjnego).
- system liczący czas standardowy
Czas standardowy określa się według wzoru: T n = T 0 + n , Gdzie T 0 - czas uniwersalny; N- numer strefy czasowej.
Czas macierzyński- czas standardowy, zmieniony na liczbę całkowitą na mocy dekretu rządu. Dla Rosji jest to czas strefowy plus 1 godzina.
Czas moskiewski- czas macierzyński drugiej strefy czasowej (plus 1 godzina): Tm = T 0 + 3 (godziny).
Czas letni- standardowy czas macierzyński, zmieniony zarządzeniem rządu dodatkowo o plus 1 godzinę na okres czasu letniego w celu oszczędzania zasobów energii. Idąc za przykładem Anglii, która po raz pierwszy wprowadziła czas letni w 1908 r., obecnie 120 krajów na całym świecie, w tym Federacja Rosyjska, co roku wprowadza czas letni.
Strefy czasowe świata i Rosji
Następnie należy pokrótce zapoznać uczniów z astronomicznymi metodami określania współrzędnych geograficznych (długości geograficznej) obszaru. Ze względu na obrót Ziemi różnica między momentami nadejścia południa lub kulminacjami ( punkt kulminacyjny. Co to za zjawisko?) gwiazdy o znanych współrzędnych równikowych w 2 punktach jest równa różnicy długości geograficznych punktów, co pozwala określić długość geograficzną danego punktu na podstawie obserwacji astronomicznych Słońca i innych ciał luminalnych i odwrotnie, czas lokalny w dowolnym miejscu o znanej długości geograficznej.
Na przykład: jeden z was jest w Nowosybirsku, drugi w Omsku (Moskwa). Który z Was jako pierwszy zaobserwuje górną kulminację środka Słońca? I dlaczego? (uwaga, oznacza to, że Twój zegarek działa według czasu nowosybirskiego). Wniosek- w zależności od położenia na Ziemi (południk - długość geograficzna) kulminację dowolnego źródła światła obserwuje się w różnym czasie, tj. czas jest powiązany z długością geograficzną Lub Т=UT+λ, a różnica czasu dla dwóch punktów znajdujących się na różnych południkach będzie wynosić T 1 - T 2 = λ 1 - λ 2.Długość geograficzna (λ ) obszaru mierzy się na wschód od południka „zerowego” (Greenwich) i jest liczbowo równy odstępowi czasu pomiędzy tymi samymi punktami kulminacyjnymi tej samej gwiazdy na południku Greenwich ( Ut) i w punkcie obserwacyjnym ( T). Wyrażane w stopniach lub godzinach, minutach i sekundach. Określić długości geograficznej obszaru, konieczne jest określenie momentu kulminacji źródła światła (zwykle Słońca) o znanych współrzędnych równikowych. Przeliczając czas obserwacji ze średniego okresu słonecznego na gwiazdowy za pomocą specjalnych tabel lub kalkulatora i znając z podręcznika czas kulminacji tej gwiazdy na południku Greenwich, możemy łatwo określić długość geograficzną tego obszaru. Jedyną trudnością w obliczeniach jest dokładne przeliczenie jednostek czasu z jednego systemu na drugi. Nie ma potrzeby „oglądania” momentu kulminacji: wystarczy wyznaczyć wysokość (odległość zenitu) oprawy w dowolnym precyzyjnie zarejestrowanym momencie, ale wtedy obliczenia będą dość skomplikowane.
Zegary służą do odmierzania czasu. Od najprostszych, używanych w czasach starożytnych, są gnomon - pionowy słup pośrodku poziomej platformy z przegrodami, następnie piasek, woda (klepsydra) i ogień, na mechaniczne, elektroniczne i atomowe. Jeszcze dokładniejszy atomowy (optyczny) standard czasu powstał w ZSRR w 1978 roku. Błąd wynoszący 1 sekundę pojawia się raz na 10 000 000 lat!

System pomiaru czasu w naszym kraju
1) Od 1 lipca 1919 roku wprowadzono czas standardowy(dekret Rady Komisarzy Ludowych RSFSR z dnia 8 lutego 1919 r.)
2) Założona w 1930 r Moskwa (urlop macierzyński) czas drugiej strefy czasowej, w której znajduje się Moskwa, przełożony o godzinę do przodu w stosunku do czasu standardowego (+3 do czasu światowego lub +2 do czasu środkowoeuropejskiego), aby zapewnić jaśniejszą część dnia w ciągu dnia (dekret z Rada Komisarzy Ludowych ZSRR z dnia 16 czerwca 1930 r.). Rozmieszczenie regionów i regionów według stref czasowych ulega znaczącym zmianom. Anulowany w lutym 1991 r. i przywrócony ponownie w styczniu 1992 r.
3) Tym samym dekretem z 1930 r. zniesiono obowiązujące od 1917 r. przejście na czas letni (20 kwietnia i powrót 20 września).
4) W 1981 roku w kraju przywrócono czas letni. Uchwała Rady Ministrów ZSRR z dnia 24 października 1980 r. „W sprawie trybu obliczania czasu na terytorium ZSRR” wprowadza się czas letni Przesunięcie zegara do przodu na godzinę 0 1 kwietnia i przesunięcie zegara o godzinę do przodu 1 października od 1981 r. (W 1981 roku w zdecydowanej większości krajów wprowadzono czas letni kraje rozwinięte- 70, z wyjątkiem Japonii). Później w ZSRR zaczęto dokonywać tłumaczeń w niedzielę najbliższą tym datom. W uchwale wprowadzono szereg znaczące zmiany i zatwierdził nowo sporządzoną listę terytoriów administracyjnych przypisanych do odpowiednich stref czasowych.
5) W 1992 r. Dekretem Prezydenta przywrócono czas macierzyński (moskiewski) z dnia 19 stycznia 1992 r., z zachowaniem czasu letniego w ostatnią niedzielę marca o godzinie 2:00 na godzinę do przodu, a czasu zimowego na w ostatnią niedzielę września o 3 nad ranem godzinę temu.
6) W 1996 roku Dekretem Rządu Federacji Rosyjskiej nr 511 z dnia 23 kwietnia 1996 roku czas letni został przedłużony o jeden miesiąc i obecnie kończy się w ostatnią niedzielę października. Na Syberii Zachodniej regiony, które wcześniej znajdowały się w strefie MSK+4, przeszły na czas MSK+3, dołączając do czasu omskiego: obwód nowosybirski 23 maja 1993 o godzinie 00:00, terytorium Ałtaju i Republika Ałtaju 28 maja 1995 o godzinie 4:00 :00, obwód tomski 1 maja 2002 o godzinie 3:00, obwód Kemerowo 28 marca 2010 o godzinie 02:00. ( różnica w stosunku do czasu światowego GMT wynosi 6 godzin).
7) Od 28 marca 2010 r., Po przejściu na czas letni, terytorium Rosji zaczęto lokalizować w 9 strefach czasowych (od 2 do 11 włącznie, z wyjątkiem 4 - regionu Samara i Udmurcji w marcu 28 grudnia 2010 r. o godzinie 2 w nocy przełączono na czas moskiewski) o tej samej godzinie w każdej strefie czasowej. Granice stref czasowych przebiegają wzdłuż granic podmiotów Federacji Rosyjskiej, każdy podmiot wchodzi w skład jednej strefy, z wyjątkiem Jakucji, która wchodzi w skład 3 stref (MSK+6, MSK+7, MSK+8 ) oraz region Sachalin, który obejmuje 2 strefy (MSK+7 na Sachalinie i MSK+8 na Wyspach Kurylskich).

A więc dla naszego kraju w zimę T=UT+n+1 godz , A w okresie letnim T=UT+n+2 godz

Możesz zaoferować wykonanie pracy laboratoryjnej (praktycznej) w domu: Praca laboratoryjna„Wyznaczanie współrzędnych terenu na podstawie obserwacji Słońca”
Sprzęt: gnomon; kreda (kołki); „Kalendarz astronomiczny”, notes, ołówek.
Porządek pracy:
1. Wyznaczenie linii południa (kierunek południka).
Gdy Słońce codziennie porusza się po niebie, cień gnomona stopniowo zmienia swój kierunek i długość. W prawdziwe południe ma najkrótszą długość i pokazuje kierunek linii południa - rzut południka niebieskiego na płaszczyznę horyzontu matematycznego. Aby wyznaczyć linię południową, należy rano zaznaczyć punkt, w którym pada cień gnomona i narysować przez niego okrąg, przyjmując gnomon za jego środek. Następnie należy poczekać, aż cień gnomona po raz drugi dotknie linii okręgu. Powstały łuk jest podzielony na dwie części. Linia przechodząca przez gnomon i środek łuku południowego będzie linią południową.
2. Wyznaczanie szerokości i długości geograficznej obszaru na podstawie obserwacji Słońca.
Obserwacje rozpoczynają się na krótko przed momentem prawdziwego południa, którego początek odnotowuje się w momencie dokładnego zbiegu cienia gnomona z linią południową, według dobrze skalibrowanego zegara, pracującego według czasu macierzyńskiego. Jednocześnie zmierz długość cienia od gnomona. Według długości cienia l w południe, kiedy to nastąpi T d zgodnie z czasem macierzyńskim, za pomocą prostych obliczeń określa się współrzędne obszaru. Poprzednio ze stosunku tg h ¤ =Н/l, Gdzie N- wysokość gnomona, znajdź wysokość gnomona w prawdziwe południe h ¤.
Szerokość geograficzną obszaru oblicza się za pomocą wzoru φ=90-h ¤ +d ¤, gdzie d ¤ jest deklinacją Słońca. Aby określić długość geograficzną obszaru, użyj wzoru λ=12 godz. +n+Δ-D, Gdzie N- numer strefy czasowej, h - równanie czasu dla danego dnia (określane według Kalendarza Astronomicznego). Na czas zimowy D = N+ 1; dla czasu letniego D = N + 2.

„Planetarium” 410,05 MB Zasób pozwala na zainstalowanie go na komputerze nauczyciela lub ucznia pełna wersja innowacyjny kompleks edukacyjno-metodyczny „Planetarium”. „Planetarium” – wybór artykułów tematycznych – przeznaczone jest do wykorzystania przez nauczycieli i uczniów na lekcjach fizyki, astronomii czy nauk przyrodniczych w klasach 10-11. Podczas instalowania kompleksu zaleca się używanie wyłącznie angielskich liter w nazwach folderów.
Materiały demonstracyjne 13,08 MB Zasób reprezentuje materiały demonstracyjne innowacyjnego kompleksu edukacyjno-metodologicznego „Planetarium”.
Planetarium 2,67 mb Zegar 154,3 kb
Czas standardowy 374,3 kb
Standardowa mapa czasu 175,3 kb

Osoba wysłana do wykonania zadania otrzymuje pewną sumę pieniędzy na różne wydatki. Tego rodzaju płatności gotówką ma pewną cechę: w rzeczywistości nie jest nigdzie udokumentowana. Z tego powodu pojawiają się niuanse wymagające wyjaśnienia. Ten artykuł zapewnia dokładna informacja w sprawie regulacji wypłaty i wysokości diety dziennej. Informacje są aktualne na rok 2017.

Dieta dzienna to pieniądze przekazywane pracownikowi przez organizację, których wysokość obliczana jest na podstawie szacunkowych wydatków na dany dzień. Diety stanowią część kosztów podróży. Interpretacja tego terminu została podana i zapisana w Sądzie Najwyższym.

Pracodawca zapewnia dofinansowanie na dodatkowe wydatki, których pracownik będzie potrzebował w trakcie podróży służbowej. Pracownicy otrzymują diety dzienne za każdą podróż służbową; jest to regulowane przez prawo. Mówiąc najprościej, jest to kieszonkowe, które pracodawca wręcza pracownikom podczas ich podróży służbowej.

Te dodatkowe koszty obejmują:

  • zakup biletów na komunikację miejską
  • pieniądze na zakup żywności
  • inne osobiste potrzeby pracownika

Rodzaje diet dziennych

Dieta dzienna zostanie otrzymana przez pracownika przed zbliżającym się wyjazdem służbowym. Kodeks pracy nakłada na pracodawcę obowiązek...

Diety dzienne wypłacane są:

  • wysyłając swoich pracowników w podróż służbową lokalną lub zagraniczną
  • Na stała praca w drodze, podczas ciągłych wycieczek terenowych, podczas wyprawy lub eksploracji geologicznej
  • gdy pracownik uczestniczy w zaawansowanych szkoleniach

Procedura obliczania i wypłaty diet dziennych

Dokładna wysokość diety dziennej nie jest odzwierciedlona w Kodeksie pracy i jest obliczana każdorazowo indywidualnie. Dieta dzienna różni się w zależności od podróży służbowej. Wszystkie wydatki pracownika wyjeżdżającego w podróż służbową są uzgadniane z góry.

Ustawa nie przewiduje ustalenia maksymalnej wysokości diet dziennych.

  • W Rosji maksymalna dieta dzienna, od której nie zostanie pobrany podatek, wynosi 700 rubli.
  • Za wyjazdy służbowe za granicę – 2500 rubli.

Wysokość diety dziennej będzie uzależniona od kalkulacji innych przewidywanych wydatków w trakcie podróży służbowej. Chociaż pracownik nie odbył jeszcze podróży służbowej, obliczana jest liczba dni potrzebnych na odbycie podróży służbowej. Rozpoczęcie podróży służbowej będzie traktowane jako wyjazd z miejsca pracy. Czas spędzony w drodze na dworzec kolejowy, lotnisko, dworzec autobusowy jest wliczony w dietę podróżną.

Dieta i księgowość

Czas trwania każdej podróży służbowej zostanie potwierdzony dokumentami podróży, które okazywane są pracownikowi po zakończeniu podróży i powrocie do stałego miejsca pracy. Ponadto pracownik składa raport dotyczący wpłaconej zaliczki. Pracownik nie otrzyma diety dziennej, dopóki pracodawca nie wyda pracownikowi polecenia wyjazdu w podróż służbową.

Od 2015 roku do potwierdzenia celu służbowego przyszłej podróży służbowej nie jest już potrzebny dotychczasowy pakiet dokumentów. Obecnie wypłaty diet dziennych deklarowane są zgodnie z wewnętrznymi procedurami firmy i przepisywane są wyłącznie w celu wysłania pracownika w podróż służbową.

Rozliczenie wszystkich wydatków poniesionych z tytułu diet dziennych wydawanych pracownikom jest ujmowane w raporcie zaliczkowym, który wypełnia pracownik, który wrócił z podróży służbowej. Przed wyjazdem pracownik wypełnia formularz, w którym prosi o środki na osobiste potrzeby. Po wypełnieniu wniosek trafia do działu księgowości. Wniosek musi podpisać główny księgowy, kierownik organizacji i wysyłany pracownik.

Dieta dzienna za wyjazdy zagraniczne

Walutę, w której wydawane są diety dzienne z tytułu wyjazdu za granicę, ustala pracodawca samodzielnie. Diety dzienne otrzymywane w walucie obcej przeliczane są na równowartość w rublach kursu Banku Centralnego (z ostatniego dnia miesiąca), w którym zatwierdzany jest raport zaliczkowy.

Po powrocie pracownik (nie później niż dziesięć dni po przyjeździe) musi przedstawić raport z wyprzedzeniem. W raporcie należy podać następujące informacje:

  • wszystkie dokumenty rejestrujące wydawanie wydanych pieniędzy (czeki itp.)
  • raport szczegółowo opisujący wszystkie czynności związane z realizacją zadania podróżnego
  • zeskanowana strona paszportu zagranicznego ze znakami celnymi

Dieta dzienna wypłacana jest pracownikowi w formie zaliczki, która jest obliczana na podstawie kosztorysu podróży. Wysokość diety dziennej wydawanej przez organizację komercyjną ustala ona sama, ale w żadnym przypadku nie będzie ona niższa niż prawnie ustalone minimum.

Diety dzienne naliczane są według standardów zagranicznych natychmiast po wyjeździe z Rosji. Formalność ta działa także w drugą stronę. Dzień, w którym wysokość kwoty pieniężnej przekazywanej w ramach zmiany diety dziennej jest stemplowana w paszporcie na granicy.

Nie wydany gotówka należy zwrócić do kasy firmy.

Dieta dzienna za jednodniowe podróże służbowe

Wydawanie diet dziennych za podróże trwające maksymalnie jeden dzień nie zostało jeszcze w pełni uregulowane. Pracodawca może dać pracownikom pieniądze, kiedy jednodniowe wyjazdy służbowe, jeżeli zostanie to potwierdzone i zabezpieczone. Następnie dieta dzienna zostanie uznana za inne wydatki, na które pozwolił sam pracodawca.

Jeżeli pracownik podczas jednodniowej podróży służbowej ma możliwość codziennego przyjazdu do miejsca zamieszkania, pracodawca ma podstawę prawną do niepłacenia diety. Niuans ten reguluje rozporządzenie nr 749. Jeśli jednak pracownik i pracodawca dojdą do porozumienia, dieta dzienna może zostać wypłacona w mniejszej wysokości lub nawet zastąpiona jednorazową podwyżką.

Pracodawca może uznać kwotę diety dziennej za nieistotną i zaliczyć ją z mocą wsteczną w pozostałych kosztach podróży. W przypadku kontrowersyjnej sytuacji pracodawca może uzasadnić niepłacenie diet dziennych za podróże służbowe trwające krócej niż 24 godziny faktem, że pracownik nie musi płacić za zakwaterowanie.

Za jednodniowe wyjazdy służbowe lub wyjazdy służbowe do innego kraju pracownik otrzyma dietę dzienną w wysokości 50% kwoty wynikającej z wewnętrznych przepisów organizacji. Płatność dokonywana jest w walucie kraju, do którego wysyłany jest pracownik.

Diety za jednodniowe wycieczki są nadal fakturowane. Często pracodawca stara się wstrzymać diety dzienne i pozbawić ich pracowników, motywując to na różne sposoby. Znajomość odpowiednich rozdziałów przez pracowników Kodeks Pracy pomoże im rozwiązać ten problem na ich korzyść.

Diety dzienne w weekendy i dni wolne od pracy

Diety dzienne naliczane są także za te, które przypadają w czasie podróży służbowej. Pracownik otrzyma je w każdym przypadku, nawet jeśli nie pracuje w podróży służbowej. Chociaż takie płatności są regulowane prawo pracy kwotę i termin rozliczeń międzyokresowych można regulować w przedsiębiorstwie zgodnie z jego wewnętrznymi procedurami regulacyjnymi.

Płatność będzie dotyczyć nie tylko pracy i wypoczynku podczas weekendu spędzonego w podróży służbowej. Pracownikowi wyjeżdżającemu w podróż służbową w weekendy, w tym także w dni wolne od pracy, przysługują świadczenia:

  • diety dzienne wypłacane są według podwójnej stawki
  • Za każdy dzień wolny lub dzień wolny od pracy spędzony bez naliczenia wynagrodzenia dziennego pracownikowi przysługuje dzień wolny od pracy nadzwyczajny opłacany przez pracodawcę

Diety dzienne za weekendy mogą również powodować sytuację konfliktową z kierownictwem. Ale tutaj sytuacja została rozwiązana prościej, ponieważ prawo będzie po stronie pracownika. Wyjątkiem może być wypłata diet dziennych w dni wolne od pracy określone w przepisach wewnętrznych firmy. Może to być dzień wolny z tytułu święta jednego z pracowników, szefa firmy, rocznicy założenia firmy i innych podobnych okazji. Jeżeli w regulaminie spółki nie przewiduje się wydawania diet dziennych w takie dni, wówczas w rozwiązaniu sytuacji pomoże sąd arbitrażowy.

Dieta i opodatkowanie

Za diety dzienne, których wysokość przekracza niezadeklarowaną kwotę 700 i 2500 rubli (odpowiednio za wyjazdy krajowe i zagraniczne), wypłacane są płatności. Dieta nie może być uznawana za dochód pracownika. Z tego względu diety dzienne nie mogą być uznane za dochód podlegający opodatkowaniu podatkiem dochodowym od osób fizycznych. Wpłaty za diety dzienne przekraczające kwotę wolną od cła będą uwzględniane przy ustalaniu podstawy opodatkowania.

Wypłaty wydawane zamiast diet dziennych również nie podlegają opodatkowaniu w granicach prawa. Przykładowo podczas jednodniowej jednorazowej podróży służbowej pracodawca może zamiast diety dziennej wypłacić pracownikom wynagrodzenie pieniężne.

Podczas kompilacji podstawa podatku Należy pamiętać, że diety dzienne wypłacane pracownikom na dowolne potrzeby są kwotą rozliczeniową. Do czasu ostatecznego zatwierdzenia raportu wydatków przez kierownika dieta nie stanowi wydatku pracodawcy. W związku z tym do czasu podpisania protokołu nie można dokonać zapłaty podatku z tytułu nadwyżki diety dziennej.

Od pracownika nie można odzyskać zaliczki na podatek dochodowy od osób fizycznych z tytułu dodatku za pracę w godzinach nadliczbowych. Wszystkie niewydane pieniądze są zwracane do kasy organizacji, która je wydała.

Wiele organizacji, wysyłając swoich pracowników w zagraniczną podróż służbową, zamiast diety przekazuje inną gotówkę. Jednocześnie podatek dochodowy od osób fizycznych jest potrącany w całości od całej kwoty, a nie tylko w normach regulacyjnych. Jest to podejście ryzykowne dla pracodawcy i zaleca się, aby stosować je jak najrzadziej. Na Audyt podatkowy Zostanie to uznane za naruszenie i nałożona kara pieniężna. Faktem jest, że dekret rządowy nr 749 wprost stwierdza, że ​​konieczne jest wypłacanie pracownikom diet dziennych.

Wypełnienie raportu wstępnego

Wypełniając raport zaliczkowy, pracownik będzie zobowiązany posiadać przy sobie dokumenty potwierdzające wydatkowanie diety dziennej. Raport zaliczkowy stanowi wypełniony formularz nr AO-1.

Procedura wypełniania raportu zaliczkowego:

  • Pierwszy akapit raportu z wydatków to nazwa organizacji
  • Data i numer raportu
  • Stanowisko, na którym znajduje się oddelegowany pracownik oraz jednostka pracy
  • Wskazuje na przygotowanie raportu (podróż służbowa)
  • Raport uwzględnia wszystkie faktycznie poniesione w trakcie podróży wydatki.
  • Arkusz nr 2 zawiera listę wszystkich dokumentów wydatków, na których odnotowuje się każdy wydatek wydanych pieniędzy.
  • Następnie raport jest zatwierdzany przez dział księgowości, w którym zapisywane są numery debetów i kredytów
  • Wypełniony raport z wydatków jest przekazywany kierownikowi, który zatwierdza i podpisuje

Anulowanie diet dziennych w Rosji

Rozmowy o tym, że diety dzienne zostaną wreszcie całkowicie zniesione i nie będą już wypłacane za podróże służbowe do Rosji, toczą się już od dłuższego czasu. Wydaje się jednak, że uchwała Ministra Finansów nr 749 położy kres tej historii. Dieta dzienna pozostaje jedynie w przypadku wyjazdów zagranicznych. będą mogli ciąć koszty i oszczędzać pieniądze, bo wcześniej zawsze musieli każdemu płacić diety dzienne.

Często jeżdżę w podróż służbową do pracy, a moja dzienna dieta jest zawsze w przybliżeniu taka sama, ponieważ moje podróże nie opuszczają kraju. W przypadku pracowników wyjeżdżających poza granicami kraju diety za podróże są oczywiście wyższe. Ważne jest, aby dostarczyć wszystkie rachunki i bilety.

Odpowiedź

Najważniejsze jest to, aby zachować absolutnie wszystkie rachunki z podróży, od wyżywienia i zakwaterowania po taksówki i wszelki transport, wtedy nie będzie żadnych reklamacji i problemów z wypłatą diet dziennych w podróżach służbowych.

Odpowiedź

Podczas wyjazdów zagranicznych wysokość diet dla każdego kraju jest inna, średnio wynosi ona 50-60 dolarów, czasem 100. Generalnie diety dzienne są pojęciem czysto podatkowym, są one potrzebne tylko po to, aby uniknąć płacenia podatku dochodowego i przypisać je fundusze na koszty produkcji, gdyż w przeciwnym razie jest to uznawane za dochód pracownika.

Odpowiedź

Szkoda, że ​​każdy pracodawca samodzielnie ustala dietę dzienną (((((W mojej organizacji dieta wynosi 200 rubli i jak mogę na tym jeść przez cały dzień... Naturalnie za każdym razem, gdy muszę wydawać własne pieniądze na jedzenie , po którym nikt już nie wraca.

Odpowiedź

Diety dzienne to stałe płatności dokonywane codziennie podczas podróży służbowej. Ich wielkość określa lokalny akt pracodawcy. A dla pracowników państwowych jest to śmieszne 100 rubli. Pozostałe płatności mają charakter wyrównawczy (za mieszkanie itp.). Nie do końca więc zgadzam się z interpretacją przedstawioną w artykule.

Odpowiedź

Dzienna dieta wystarczy pojęcie względne. Są one określone w Kodeksie pracy, ale wypłacane są przez każdego pracodawcę w wysokości określonej lokalnie. I tylko federalni wciąż dostają 100 rubli i tylko śmiech.

Odpowiedź

Współrzędne geograficzne - szerokość i długość geograficzna - to kąty określające położenie punktu na powierzchni globu. Coś podobnego można wprowadzić na niebie.

Aby opisać względne położenie i pozorne ruchy opraw, bardzo wygodnie jest umieścić wszystkie oprawy na wewnętrznej powierzchni wyimaginowanej kuli o wystarczająco dużym promieniu, a samego obserwatora w środku tej kuli. Nazwano ją sferą niebieską i wprowadzono na niej układy współrzędnych kątowych zbliżonych do geograficznych.

ZENIT, NADIR, HORYZONT

Aby zmierzyć współrzędne, musisz mieć kilka punktów i linii na sferze niebieskiej. Przedstawmy je.

Weźmy nić i przywiążmy do niej ciężarek. Przytrzymując wolny koniec nici i podnosząc ciężarek w powietrze, uzyskujemy odcinek pionu. Kontynuujmy to w myślach, aż przetnie się ze sferą niebieską. Górny punkt przecięcia - zenit - będzie bezpośrednio nad naszymi głowami. Najniższy punkt – nadir – jest niedostępny dla obserwacji.

Jeśli przetniesz kulę z płaszczyzną, w wyniku przekroju powstanie okrąg. Największy rozmiar będzie miał, gdy płaszczyzna przejdzie1 przez środek kuli. Ta linia nazywa się dużym okręgiem. Wszystkie pozostałe okręgi na sferze niebieskiej są małe. Płaszczyzna prostopadła do pionu i przechodząca przez obserwatora przetnie sferę niebieską po wielkim okręgu zwanym horyzontem. Wizualnie jest to miejsce, w którym „spotykają się ziemia i niebo”; widzimy tylko tę połowę sfery niebieskiej, która znajduje się nad horyzontem. Wszystkie punkty na horyzoncie znajdują się pod kątem 90° od zenitu.”

SŁUP POKOJU, RÓWNIK NIEBIESKI,
NIEBIESKI MERIDIAN

Przyjrzyjmy się, jak gwiazdy poruszają się po niebie w ciągu dnia. Najlepiej zrobić to fotograficznie, czyli skierować aparat z otwartą migawką na nocne niebo i pozostawić go tam na kilka godzin. Na zdjęciu będzie wyraźnie widoczne, że wszystkie gwiazdy opisują kręgi na niebie o tym samym środku. Punkt odpowiadający temu środkowi nazywany jest biegunem niebieskim. Na naszych szerokościach geograficznych znajduje się nad horyzontem biegun północnyświat (w pobliżu Gwiazdy Północnej) i w Półkula południowa Ziemia podlega podobnemu ruchowi względem południowego bieguna świata. Oś łącząca bieguny świata nazywa się osią świata. Codzienny ruch opraw odbywa się tak, jakby cała sfera niebieska obracała się jako całość wokół osi świata w kierunku ze wschodu na zachód. Ten ruch jest oczywiście wyimaginowany: jest odbiciem prawdziwego ruchu - obrotu Ziemi wokół własnej osi z zachodu na wschód. Narysujmy płaszczyznę przechodzącą przez obserwatora prostopadle do osi świata. Przetnie sferę niebieską po dużym okręgu - równik niebieski, który dzieli ją na dwie półkule - północną i południową. Równik niebieski przecina horyzont w dwóch punktach. To są punkty wschodu i zachodu. A wielki okrąg przechodzący przez oba bieguny świata, zenit i nadir, nazywany jest południkiem niebieskim. Przecina horyzont w punktach północnym i południowym.

UKŁADY WSPÓŁRZĘDNYCH NA SFERY NIEBIESKIEJ

Narysujmy duży okrąg przez zenit i źródło światła, którego współrzędne chcemy uzyskać. Jest to przekrój sfery niebieskiej przez płaszczyznę przechodzącą przez źródło światła, zenit i obserwatora. Taki okrąg nazywany jest pionem oprawy. W naturalny sposób przecina się z horyzontem.

Kąt między kierunkami do tego punktu przecięcia i do oprawy pokazuje wysokość (h) oprawy nad horyzontem. Jest dodatni dla opraw znajdujących się nad horyzontem, a ujemny dla opraw znajdujących się poniżej horyzontu (wysokość punktu zenitalnego wynosi zawsze 90 cali). Teraz wzdłuż horyzontu liczymy kąt między kierunkami do punktu południowego i do punktu przecięcia horyzontu z pionem oprawy. Kierunek liczenia jest z południa na zachód. Kąt ten nazywany jest azymutem astronomicznym (A) i wraz z wysokością stanowi współrzędne oprawy w. układ poziomy współrzędne

Czasami zamiast wysokości stosuje się odległość zenitalną (z) oprawy - odległość kątową od oprawy do zenitu. Odległość zenitu i wysokość sumują się do 90°.

Znajomość poziomych współrzędnych gwiazdy pozwala znaleźć ją na niebie. Dużą niedogodnością jest jednak to, że codzienny obrót sfery niebieskiej prowadzi do zmiany obu współrzędnych w czasie – dość szybko i, co najbardziej nieprzyjemne, nierównomiernie. Dlatego często stosuje się układy współrzędnych związane nie z horyzontem, ale z równikiem.

Narysujmy ponownie duży okrąg przez nasze źródło światła. Tym razem pozwól mu przejść przez biegun niebieski. Okrąg ten nazywany jest kołem deklinacji. Zaznaczmy punkt jego przecięcia z równikiem niebieskim. Deklinacja (6) - kąt między kierunkami do tego punktu i do światła - dodatni dla północnej półkuli sfery niebieskiej i ujemny dla południowej. Wszystkie punkty na równiku mają deklinację 0°. Zaznaczmy teraz dwa punkty równika niebieskiego: w pierwszym przecina się on z południkiem niebieskim, w drugim - z kołem deklinacji światła. Kąt między kierunkami do tych punktów, mierzony z południa na zachód, nazywany jest kątem godzinnym (t) oprawy. Można go mierzyć jak zwykle - w stopniach, ale częściej wyraża się go w godzinach: cały okrąg dzieli się nie na 360°, ale na 24 godziny. Zatem 1 godzina odpowiada 15°, a 1° - 1/15 godzinę lub 4 minuty.

Codzienny obrót sfery niebieskiej nie ma już katastrofalnego wpływu na współrzędne gwiazdy. Światło porusza się po małym okręgu równoległym do równika niebieskiego i nazywanym równoleżnikiem dziennym. W tym przypadku odległość kątowa od równika nie zmienia się, co oznacza, że ​​deklinacja pozostaje stała. Kąt godzinny rośnie, ale równomiernie: znając jego wartość w dowolnym momencie, nietrudno obliczyć go dla innego momentu.

Nie da się jednak sporządzić zestawień pozycji gwiazd w danym układzie współrzędnych, gdyż jedna współrzędna wciąż zmienia się w czasie. Aby uzyskać stałe współrzędne, konieczne jest, aby układ odniesienia poruszał się wraz ze wszystkimi obiektami. Jest to możliwe, ponieważ sfera niebieska porusza się jako jedna całość podczas swojego codziennego obrotu.

Wybierzmy punkt na równiku niebieskim, który bierze udział w ogólnym obrocie. W tym momencie nie ma luminarza; Słońce pojawia się w nim raz w roku (około 21 marca), kiedy w swoim corocznym (nie codziennym!) ruchu między gwiazdami przemieszcza się z południowej półkuli niebieskiej na północną (patrz artykuł „Droga Słońca wśród gwiazd ”). Odległość kątowa od tego punktu, nazywana punktem równonocy wiosennej CY1) D° nachylenia deklinacji światła, mierzona wzdłuż równika w kierunku przeciwnym do obrotu dziennego, czyli z zachodu na wschód, nazywana jest rektascensją (a) oprawy. Nie zmienia się ona wraz z rotacją dobową i wraz z deklinacją tworzy parę współrzędnych równikowych, które podawane są w różnych katalogach opisujących położenie opraw na niebie.

Zatem, aby skonstruować układ współrzędnych niebieskich, należy wybrać jakąś podstawową płaszczyznę przechodzącą przez obserwatora i przecinającą sferę niebieską po wielkim okręgu. Następnie przez biegun tego okręgu i oprawę rysuje się kolejny duży okrąg przecinający pierwszy, a odległość kątowa od punktu przecięcia do oprawy oraz odległość kątowa od pewnego punktu na głównym okręgu do tego samego przecięcia punkt przyjmuje się jako współrzędne. W poziomym układzie współrzędnych płaszczyzną główną jest płaszczyzna horyzontu, w równikowym układzie współrzędnych - płaszczyzną równika niebieskiego.

Istnieją inne niebieskie układy współrzędnych. Zatem do badania ruchów ciał w Układzie Słonecznym stosuje się ekliptyczny układ współrzędnych, w którym główną płaszczyzną jest płaszczyzna ekliptyki (zbiegająca się z płaszczyzną orbity Ziemi), a współrzędnymi są szerokość i długość ekliptyki. Istnieje również galaktyczny układ współrzędnych, w którym za płaszczyznę główną przyjmuje się środkową płaszczyznę dysku galaktycznego.

Podróżując po niebiańskich przestrzeniach wśród niezliczonych gwiazd i mgławic, łatwo się zgubić, jeśli nie masz pod ręką niezawodnej mapy. Aby go skompilować, musisz dokładnie znać położenie tysięcy gwiazd na niebie. A teraz niektórzy astronomowie (zwani astrometrami) robią to samo, nad czym pracowali starożytni obserwatorzy gwiazd: cierpliwie mierzą współrzędne gwiazd na niebie, przeważnie tych samych, jakby nie ufając swoim poprzednikom i sobie


.

I mają całkowitą rację! Gwiazdy „stałe” w rzeczywistości stale zmieniają swoje położenie - zarówno z powodu własnych ruchów (w końcu gwiazdy uczestniczą w obrocie Galaktyki i poruszają się względem Słońca), jak i ze względu na zmiany w samym układzie współrzędnych. Precesja osi Ziemi prowadzi do powolnego ruchu bieguna niebieskiego i równonocy wiosennej wśród gwiazd (patrz artykuł „Zabawa ze szczytem, ​​czyli długa historia z gwiazdami polarnymi”). Dlatego w katalogach gwiazd zawierających współrzędne równikowe gwiazd należy podać datę równonocy, na którą są one zorientowane.

Gwiaździste niebo o różnych szerokościach geograficznych

Dzienna dieta paralele luminarzy na średnich szerokościach geograficznych.

W dobrych warunkach obserwacji gołym okiem na niebie widać jednocześnie około 3 tysiące gwiazd, niezależnie od tego, gdzie się znajdujemy – w Indiach czy w Laponii. Ale obraz gwiaździstego nieba zależy zarówno od szerokości geograficznej miejsca, jak i od czasu obserwacji.

Załóżmy teraz, że postanowiliśmy się dowiedzieć: ile gwiazd można zobaczyć, powiedzmy, bez opuszczania Moskwy. Po przeliczeniu 3 tysięcy luminarzy znajdujących się obecnie nad horyzontem, za godzinę zrobimy sobie przerwę i wrócimy na platformę obserwacyjną. Zobaczymy, że obraz nieba się zmienił! Część gwiazd znajdujących się na zachodnim krańcu horyzontu zapadła się pod horyzont i teraz nie są już widoczne. Ale nowi luminarze pojawili się od strony wschodniej. Zostaną dodane do naszej listy. W ciągu dnia gwiazdy opisują na niebie kręgi, których środek znajduje się na biegunie niebieskim (patrz artykuł „Adresy luminarzy na sferze niebieskiej”). Im bliżej bieguna znajduje się gwiazda, tym jest mniej stroma. Może się okazać, że cały okrąg leży nad horyzontem: gwiazda nigdy nie zachodzi. Do takich niezachodzących gwiazd na naszych szerokościach geograficznych zalicza się na przykład Wielki Wóz. Gdy tylko zapadnie zmrok, od razu znajdziemy go na niebie – o każdej porze roku.

Inne źródła światła, bardziej oddalone od bieguna, jak widzieliśmy, wschodzą po wschodniej stronie horyzontu i zachodzą po zachodniej stronie. Te położone w pobliżu równika niebieskiego wznoszą się w pobliżu punktu wschodniego i zachodzą w pobliżu punktu zachodniego. Wschód słońca niektórych luminarzy południowej półkuli sfery niebieskiej obserwuje się na naszym południowym wschodzie, a ich zachód słońca na południowym zachodzie. Opisują niskie łuki nad południowym horyzontem.

Im dalej na południe gwiazda znajduje się na sferze niebieskiej, tym krótsza jest jej droga nad naszym horyzontem. W rezultacie jeszcze dalej na południe znajdują się nie wznoszące się źródła światła, których dzienne ścieżki przebiegają całkowicie poniżej horyzontu. Co trzeba zrobić, żeby je zobaczyć? Ruszaj na południe!

Na przykład w Moskwie można obserwować Antaresa, jasną gwiazdę w konstelacji Skorpiona. W Moskwie nigdy nie widać „ogona” Skorpiona, opadającego stromo na południe. Jednak gdy tylko przeniesiemy się na Krym – dziesięć stopni szerokości geograficznej na południe – i latem, nad południowym horyzontem, będziemy mogli zobaczyć całą sylwetkę niebiańskiego Skorpiona. Gwiazda polarna na Krymie znajduje się znacznie niżej niż w Moskwie.

Wręcz przeciwnie, jeśli przeniesiesz się na północ od Moskwy, Gwiazda Północna, wokół której tańczy reszta luminarzy, będzie wznosić się coraz wyżej. Istnieje twierdzenie, które dokładnie opisuje ten wzór: wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem jest równa szerokości geograficznej miejsca obserwacji. Zastanówmy się nad niektórymi konsekwencjami wynikającymi z tego twierdzenia.

Wyobraźmy sobie, że dotarliśmy na Biegun Północny i stamtąd obserwowaliśmy gwiazdy. Nasza szerokość geograficzna wynosi 90 cali, co oznacza, że ​​biegun niebieski ma wysokość 90°, czyli znajduje się w zenicie, tuż nad naszą głową. Oprawy opisują codzienne koła wokół tego punktu i poruszają się równolegle do horyzontu, z którym równik niebieski nie pokrywa się. Żaden z nich nie wschodzi ani nie zachodzi. Do obserwacji dostępne są jedynie gwiazdy północnej półkuli sfery niebieskiej, tj. około połowa wszystkich luminarzy nieba.


Wróćmy do Moskwy. Obecnie szerokość geograficzna wynosi około 56°. „O” - ponieważ Moskwa rozciąga się z północy na południe przez prawie 50 km, czyli prawie pół stopnia. Wysokość bieguna niebieskiego wynosi 56°, znajduje się on w północnej części nieba. W Moskwie można już zobaczyć niektóre gwiazdy półkuli południowej, a mianowicie te, których deklinacja (b) przekracza -34°. Jest wśród nich wielu jasnych: Syriusz (5 = -17°), Rigel (6 - -8 e), Spica (5 = -1 Tj ), Antares (6 = -26°), Fomal-gaut (6 = -30°). Gwiazdy o deklinacji większej niż +34° nigdy nie zachodzą w Moskwie. Gwiazdy na półkuli południowej o deklinacji poniżej -34" nie wschodzą i nie można ich obserwować w Moskwie.

WIDOCZNY RUCH CO L H C A, KSIĘŻYCA I PLANET
ŚCIEŻKA SŁOŃCA WŚRÓD GWIAZD

CODZIENNA ŚCIEŻKA OD SŁOŃCA

Każdego dnia, wschodząc od horyzontu na wschodnim niebie, Słońce przechodzi po niebie i ponownie znika na zachodzie. Dla mieszkańców półkuli północnej ruch ten następuje od lewej do prawej, dla południowców - od prawej do lewej. W południe

Słońce osiąga największą wysokość lub, jak mówią astronomowie, osiąga kulminację. Górną kulminacją jest południe, ale jest też dolna – o północy. Na naszych średnich szerokościach geograficznych dolna kulminacja Słońca nie jest widoczna, ponieważ znajduje się poniżej horyzontu. Ale za stromą polarną, gdzie latem słońce czasami nie zachodzi, można obserwować zarówno górną, jak i dolną kulminację.

Na biegunie geograficznym codzienna droga Słońca jest prawie równoległa do horyzontu. Pojawiające się w dniu równonocy wiosennej Słońce wschodzi coraz wyżej przez kwartał roku, zakreślając kręgi nad horyzontem. W dniu przesilenia letniego osiąga maksymalną wysokość (23,5 e) - W kolejnym kwartale roku, aż do równonocy jesiennej, Słońce schodzi. To polarny dzień. Potem nadchodzi noc polarna, która trwa sześć miesięcy.

Na średnich szerokościach geograficznych przez cały rok pozorna codzienna ścieżka

Słońce albo się kurczy, albo wschodzi. Jest najmniejszy w dniu przesilenia zimowego, największy w dniu przesilenia letniego. W dni równonocy Słońce znajduje się na równiku niebieskim. Obecnie wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie.

W okresie od równonocy wiosennej do przesilenia letniego miejsce wschodu słońca przesuwa się ze wschodu na lewo, na północ. A punkt wejścia oddala się od punktu zachodniego w prawo, również na północ. Podczas przesilenia letniego Słońce pojawia się na północnym wschodzie. W południe osiąga punkt kulminacyjny na najwyższej wysokości w roku. Słońce zachodzi na północnym zachodzie.

Następnie miejsca wschodów i zachodów słońca przesuwają się z powrotem na południe. W dniu przesilenia zimowego Słońce wschodzi na południowym wschodzie, przecina południk niebieski na minimalnej wysokości i zachodzi na południowym zachodzie.

Należy wziąć pod uwagę, że na skutek załamania (czyli załamania promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej) pozorna wysokość oprawy jest zawsze większa od rzeczywistej. Dlatego słońce wschodzi wcześniej i zachodzi później, niż miałoby to miejsce w przypadku braku atmosfery.

Tak więc codzienna droga Słońca to mały okrąg sfery niebieskiej, równoległy do ​​równika niebieskiego. Jednocześnie w ciągu roku Słońce porusza się względem równika niebieskiego na północ lub południe. Dzień i noc w jego podróży nie są takie same. Są one równe tylko w dniach równonocy, kiedy Słońce znajduje się na równiku niebieskim.

Słońce schowało się za horyzontem. Zrobiło się ciemno. Na niebie pojawiły się gwiazdy. Jednak dzień nie zamienia się od razu w noc. Wraz z zachodem słońca Ziemia przez długi czas otrzymuje słabe rozproszone oświetlenie, które stopniowo zanika, ustępując miejsca nocnej ciemności. Ten okres nazywa się zmierzchem

Zmierzch cywilny. Zmierzch nawigacyjny.
Brzask astronomiczny

.

Zmierzch pomaga wzrokowi dostosować się z warunków bardzo silnego oświetlenia do niskich i odwrotnie (podczas porannego zmierzchu). Pomiary wykazały, że na średnich szerokościach geograficznych podczas zmierzchu oświetlenie spada o połowę w ciągu około 5 minut. To wystarczy do płynnej adaptacji wzroku. Stopniowa zmiana światła naturalnego w uderzający sposób odróżnia go od światła sztucznego. Lampy elektryczne włączają się i wyłączają natychmiast, powodując, że mrużymy oczy w jasnym świetle lub na chwilę „oślepiamy” w pozornie całkowitej ciemności.

Nie ma ostrej granicy między zmierzchem a nocną ciemnością. W praktyce jednak trzeba taką linię wytyczyć: trzeba wiedzieć, kiedy włączyć oświetlenie uliczne lub sygnalizację świetlną na lotniskach i na rzekach. Dlatego zmierzch od dawna dzieli się na trzy okresy w zależności od głębokości zanurzenia Słońca pod horyzontem.

Najwcześniejszy okres – od momentu zachodu Słońca do chwili, gdy Słońce opadnie 6° poniżej horyzontu – nazywany jest zmierzchem cywilnym. O tej porze człowiek widzi tak samo jak w ciągu dnia i nie ma potrzeby stosowania sztucznego oświetlenia.

Gdy Słońce schodzi poniżej horyzontu od 6 do 12°, rozpoczyna się zmierzch nawigacyjny. W tym okresie naturalne oświetlenie spada tak bardzo, że nie można już czytać, a widoczność otaczających obiektów znacznie się pogarsza. Ale nawigator statku może nadal nawigować według sylwetek nieoświetlonych brzegów. Gdy Słońce zanurzy się do 12°, robi się całkowicie ciemno, ale przyćmione światło świtu nadal utrudnia dostrzeżenie słabych gwiazd. To jest zmierzch astronomiczny. Dopiero gdy Słońce schodzi 17-18° poniżej horyzontu, na niebie zapalają się najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem.

ROCZNA ŚCIEŻKA COAHUA


Wyrażenie „droga Słońca wśród gwiazd” może niektórym wydawać się dziwne. Przecież w dzień nie widać gwiazd. Dlatego nie jest łatwo zauważyć, że Słońce powoli, o około 1 cal dziennie, przemieszcza się pomiędzy gwiazdami od prawej do lewej. Można jednak prześledzić, jak zmienia się wygląd gwiaździstego nieba w ciągu roku. Wszystko to jest tylko konsekwencja obrotu Ziemi wokół Słońca.

Ścieżka widocznego rocznego ruchu Słońca na tle i gwiazd nazywana jest ekliptyką (od greckiego „zaćmienia” - „zaćmienie”), a okres obrotu wzdłuż ekliptyki to rok gwiazdowy. Jest to równe 365 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund lub 365,2564 przeciętnych dni słonecznych.

Ekliptykaa równik niebieski przecinają się pod kątem 23°26" w punktach równonocy wiosennej i jesiennej. W pierwszym z tych punktów Słońce pojawia się zwykle 21 marca, kiedy przemieszcza się z południowej półkuli nieba na północny. W drugim - 23 września, podczas przemieszczania się z półkuli północnej na południową. W najbardziej odległym na północ punkcie ekliptyki Słońce pojawia się 22 czerwca (przesilenie letnie), a na południu - 22 grudnia. (przesilenie zimowe). W roku przestępnym daty te przesuwają się o jeden dzień.

Z czterech punktów ekliptyki głównym jest równonoc wiosenna. To z niego obliczana jest jedna ze współrzędnych niebieskich - rektascensja. Służy także do liczenia czasu gwiezdnego i roku tropikalnego - okresu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami centrum Słońca przez równonoc wiosenną determinuje zmianę pór roku na naszej planecie.

Ponieważ punkt równonocy wiosennej powoli przesuwa się wśród gwiazd w wyniku precesji osi Ziemi (patrz artykuł „Zabawy ze szczytem, ​​czyli Długa historia z gwiazdami polarnymi”), czas trwania roku tropikalnego jest krótszy niż czas trwania roku gwiazdowego. To 365,2422 przeciętnych dni słonecznych.

Około 2 tysiące lat temu, kiedy Hipparch sporządzał swój katalog gwiazd (pierwszy, który dotarł do nas w całości), punkt równonocy wiosennej znajdował się w gwiazdozbiorze Barana. Do naszych czasów przesunął się o prawie 30°, do konstelacji Ryb. a punkt równonocy jesiennej przebiega od konstelacji Wagi do konstelacji Panny. Ale zgodnie z tradycją punkty równonocy są oznaczone znakami dawnych konstelacji „równonocy” - Barana i Demonów. To samo stało się z przesileniami: letnie w gwiazdozbiorze Byka oznaczone jest znakiem Raka 23, a zimowe w gwiazdozbiorze Strzelca oznaczone jest znakiem Koziorożca.

I wreszcie ostatnia rzecz związana jest z pozornym rocznym ruchem Słońca. Słońce przechodzi połowę ekliptyki od równonocy wiosennej do równonocy jesiennej (od 21 marca do 23 września) w 186 dni. Druga połowa, od równonocy jesiennej do wiosny, trwa 179–180 dni. Ale połówki ekliptyki są równe: każda ma 180°. W rezultacie Słońce porusza się nierównomiernie wzdłuż ekliptyki. Ta nieregularność odzwierciedla zmiany prędkości ruchu Ziemi po jej eliptycznej orbicie wokół Słońca.


Nierówny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do różnej długości pór roku. Dla mieszkańców półkuli północnej wiosna i lato są o sześć dni dłuższe niż jesień i zima. W dniach 2-4 lipca Ziemia znajduje się 5 milionów kilometrów dalej od Słońca niż 2-3 stycznia i zgodnie z drugim prawem Keplera porusza się po swojej orbicie wolniej. Latem Ziemia otrzymuje mniej ciepła od Słońca, ale lato na półkuli północnej jest dłuższe niż zima. Dlatego półkula północna Ziemi jest cieplejsza niż półkula południowa.

RUCH I FAZY KSIĘŻYCA

Wiadomo, że Księżyc zmienia swój wygląd. Sama nie emituje światła, dlatego na niebie widoczna jest jedynie jej powierzchnia oświetlona przez Słońce – strona dzienna. Poruszając się po niebie z zachodu na wschód, Księżyc dogania i wyprzedza Słońce w ciągu miesiąca. W tym przypadku zmieniają się fazy księżyca: nów, pierwsza kwadra, pełnia i ostatnia kwadra.

Podczas nowiu Księżyca nie można zobaczyć nawet przez teleskop. Znajduje się w tym samym kierunku co Słońce (tylko nad nim lub pod nim) i jest zwrócona w stronę Ziemi przez nieoświetloną półkulę. W ciągu jednego lub dwóch dni, gdy Księżyc oddala się od Słońca, na zachodnim niebie na tle wieczornego świtu na kilka minut przed jego zachodem można zaobserwować wąski sierp. Pierwsze pojawienie się półksiężyca po nowiu Grecy nazywali „neomenią” („nów*”). Starożytni ludy uważały ten moment za początek miesiąca księżycowego.

Czasami przez kilka dni przed i po nowiu można zauważyć popielate światło Księżyca. Ta słaba poświata nocnej części dysku księżycowego to nic innego jak światło słoneczne odbite przez Ziemię od Księżyca. W miarę jak sierp księżyca staje się większy, popielate światło staje się bledsze!4 i staje się niewidzialne.

Księżyc przesuwa się coraz bardziej na lewo od Słońca. Jego sierp rośnie każdego dnia, pozostając wypukły w prawo, w stronę Słońca. 7 dni 10 godzin po nowiu rozpoczyna się faza zwana pierwszą kwadrą. W tym czasie Księżyc oddalił się od Słońca o 90°. Teraz promienie słoneczne oświetlają tylko prawą połowę dysku księżycowego. Po zachodzie słońca Księżyc znajduje się na południowym niebie i zachodzi około północy. Kontynuując przemieszczanie się coraz dalej na wschód od Słońca. Wieczorem po wschodniej stronie nieba pojawia się księżyc. Przychodzi po północy, a z każdym dniem jest coraz później.

Kiedy nasz satelita znajduje się w kierunku przeciwnym do Słońca (w odległości kątowej 180° od niego), następuje pełnia Księżyca. Księżyc w pełni świeci całą noc. Wschodzi wieczorem i zachodzi rano. 14 dni i 18 godzin po nowiu Księżyc zaczyna zbliżać się do Słońca od prawej strony. Oświetlona część dysku księżycowego maleje. Księżyc coraz później wschodzi nad horyzontem i zbliża się poranek

Gwiazdy wskazują drogę

Odyseusz utrzymywał także kierunek statku zgodny z pozycją Wielkiego Wozu na niebie. Był utalentowanym nawigatorem, który dobrze znał gwiaździste niebo. Sprawdził kurs swojego statku z konstelacją ustawioną dokładnie na północnym zachodzie. Odyseusz wiedział, jak gromada Plejad poruszała się w nocy i kierując się nią, poprowadził statek we właściwym kierunku.

Ale oczywiście głównym kompasem gwiazdowym zawsze była Gwiazda Północna. Jeśli staniesz twarzą w twarz, łatwo będzie określić strony horyzontu: północ będzie z przodu, południe z tyłu, wschód po prawej stronie, zachód po lewej stronie. Już w starożytności ta prosta metoda pozwalała wyruszającym w daleką podróż wybrać właściwy kierunek na lądzie i morzu.

Nawigacja niebieska – orientacja według gwiazd – zachowała swoje znaczenie do dziś. W lotnictwie, nawigacji, wyprawach lądowych i lotach kosmicznych nie da się bez niego obejść.

Chociaż samoloty statki morskie wyposażone w najnowocześniejszą technologię radionawigacyjną i radarową, zdarzają się sytuacje, w których nie można z nich korzystać: załóżmy, że są niesprawne lub w ziemskim polu magnetycznym wybucha burza. W takich przypadkach nawigator samolotu lub statku musi być w stanie określić jego położenie i kierunek ruchu w zależności od Księżyca, gwiazd lub Słońca. A astronauta nie może obejść się bez nawigacji na niebie. Czasami trzeba rozmieścić stację w określony sposób: na przykład tak, aby teleskop patrzył na badany obiekt, albo zadokować z przypływającym statkiem transportowym.

Pilot-kosmonauta Walentin Witalijewicz Lebiediew wspomina szkolenie z astronawigacji: „Staliśmy przed problemem praktycznym - jak najlepiej badać gwiaździste niebo, dobrze rozpoznawać i badać konstelacje oraz gwiazdy odniesienia... W końcu nasze pole widzenia jest ograniczone - wyglądamy przez okno. Należało pewnie wyznaczyć trasy przejść z jednej konstelacji do drugiej, aby najkrótszą drogą dotrzeć do danego fragmentu nieba i odnaleźć gwiazdy, wzdłuż których musieliśmy orientować i ustabilizować statek, zapewniając określony kierunek teleskopów w kosmosie... Znaczna część naszego szkolenia astronomicznego odbyła się w Moskiewskim Planetarium. ...Od gwiazdy do gwiazdy, od konstelacji do konstelacji, rozwikłaliśmy labirynty wzorów gwiazd, nauczyliśmy się znajdować w nich znaczące i przydatne linie kierunkowe.

GWIAZDY NAWIGACJI

Gwiazdy nawigacyjne to gwiazdy, za pomocą których wyznacza się położenie i kurs statku w lotnictwie, nawigacji i astronautyce. Spośród 6 tysięcy gwiazd widocznych gołym okiem 26 uważa się za nawigacyjne. Są to najjaśniejsze gwiazdy, do około 2mag. Dla wszystkich tych gwiazd sporządzono tablice wysokości i azymutów, ułatwiające rozwiązywanie problemów nawigacyjnych.

Do orientacji na półkuli północnej Ziemi wykorzystuje się 18 gwiazd nawigacyjnych. Na północnej półkuli niebieskiej są to Polaris, Arcturus, Vega, Capella, Aliot, Pollux, Alta-ir, Regulus, Aldebaran, Deneb, Betel-geuse, Procyon i Alpherats (gwiazda Andromedy ma trzy nazwy: Alpherats, Alpharet i Sirrah; nawigatorzy przyjęli nazwę Alferats). Do tych gwiazd dodaje się 5 gwiazd południowej półkuli nieba; Syriusz, Rigel, Spica, Antares i Fomalhaut.

Wyobraźmy sobie mapę gwiazd północnej półkuli niebieskiej. W jego centrum znajduje się Gwiazda Północna, a poniżej Wielki Wóz z sąsiednimi konstelacjami. Nie będziemy potrzebować ani siatki współrzędnych, ani granic konstelacji - w końcu nie ma ich również na prawdziwym niebie. Nawigowania nauczymy się jedynie po charakterystycznych zarysach konstelacji i pozycjach jasnych gwiazd.

Aby ułatwić wyszukiwanie gwiazd nawigacyjnych widocznych na półkuli północnej Ziemi, gwiaździste niebo podzielono na trzy sekcje (sektory): dolną, prawą i lewą.

W dolnym sektorze znajdują się konstelacje Wielkiej Niedźwiedzicy, Małej Niedźwiedzicy, Buta, Panny, Skorpiona i Lwa. Warunkowe granice sektora biegną od Polarnej w prawo w dół i w lewo w dół. Najjaśniejszą gwiazdą jest tutaj Arcturus (na dole po lewej). Wskazuje na to kontynuacja „rączki” Wielkiej Niedźwiedzicy. Jasna gwiazda w prawym dolnym rogu to Regulus (Lew).

W prawym sektorze znajdują się konstelacje Oriona, Byka, Aurigi, Bliźniąt, Wielkiego Psa i Małego Psa. Najjaśniejsze gwiazdy to Syriusz (nie pojawia się na mapie, ponieważ znajduje się na południowej półkuli niebieskiej) i Capella, następnie Rigel (również nie pojawia się na mapie) i Betelgeza z Oriona (po prawej stronie na skraju na mapie), Chug powyżej to Aldebaran z Byka, a poniżej na krawędzi Procyon z Canis Minor.

W lewym sektorze znajdują się konstelacje Liry, Łabędzia, Orła, Pegaza, Andromedy, Barana i Ryb Południowych. Najjaśniejszą gwiazdą jest tutaj Vega, która wraz z Altairem i Deiebem tworzy charakterystyczny trójkąt.

Do nawigacji na półkuli południowej Ziemi wykorzystywane są 24 gwiazdy nawigacyjne, z czego 16 to te same, co na półkuli północnej (z wyłączeniem Polaris i Betelgeuse). Dodano do nich 8 kolejnych gwiazdek. Jeden z nich – Hamal – pochodzi z północnego konstelacji Barana. Pozostałe siedem pochodzi z południowych konstelacji: Canopus (a Carinae), Achernar (Eridani), Paw (Pavonis), Mimosa (fj Southern Cross), Toliman (Centauri), Atria (Trójkąt Południowy) i Kaus Australis ( f Strzelec) ).

Najbardziej znaną konstelacją nawigacyjną jest tutaj Krzyż Południa. Jej dłuższa „poprzeczka” wskazuje niemal dokładnie na południowy biegun niebieski, który leży w gwiazdozbiorze Oktanta, gdzie nie ma żadnych zauważalnych gwiazd.

Aby dokładnie znaleźć gwiazdę nawigacyjną, nie wystarczy wiedzieć, w jakiej konstelacji się ona znajduje. Na przykład przy pochmurnej pogodzie widoczna jest tylko część gwiazd. Loty kosmiczne mają jeszcze jedno ograniczenie; Przez iluminator widać tylko niewielką część nieba. Dlatego konieczna jest możliwość szybkiego rozpoznania żądanej gwiazdy nawigacyjnej po kolorze i połysku.

W pogodny wieczór spróbuj zobaczyć na niebie gwiazdy nawigacyjne, które każdy nawigator zna na pamięć.

Jednak inne gwiazdy opisują w ciągu dnia pełne koła, których środek znajduje się w pobliżu Polaris. Można to łatwo sprawdzić, wykonując następujące doświadczenie. Skierujmy kamerę ustawioną na „nieskończoność” na Gwiazdę Polarną i bezpiecznie zamocuj ją w tej pozycji. Otwórz migawkę z obiektywem całkowicie otwartym na pół godziny lub godzinę. Po wywołaniu sfotografowanej w ten sposób fotografii będziemy widzieć koncentrycznie

Łuki te są śladami ścieżek gwiazd. Wspólny środek tych łuków, punkt, który pozostaje nieruchomy podczas codziennego ruchu gwiazd, jest umownie nazywany północnym biegunem niebieskim. Gwiazda Północna jest bardzo blisko. Punkt diametralnie naprzeciw niego nazywany jest południowym biegunem niebieskim. Na półkuli północnej znajduje się poniżej horyzontu.

Wygodnie jest badać zjawiska codziennego ruchu gwiazd za pomocą struktury matematycznej - sfery niebieskiej, tj. wyimaginowana kula o dowolnym promieniu, której środek znajduje się w punkcie obserwacji. Na powierzchnię tej kuli rzutowane są widoczne pozycje wszystkich opraw, a dla wygody pomiarów konstruuje się szereg punktów i linii. Zatem pion ZCZ΄ przechodzący przez obserwatora przecina niebo nad głową w zenicie Z. Punkt Z΄ znajdujący się na przeciwległej średnicy nazywany jest nadirem. Płaszczyzna (NESW) prostopadła do pionu ZZ΄ jest płaszczyzną horyzontu – płaszczyzna ta styka się z powierzchnią kuli ziemskiej w miejscu, w którym znajduje się obserwator. Dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: widzialną, której wszystkie punkty znajdują się nad horyzontem, i niewidzialną, której punkty leżą poniżej horyzontu.

Oś pozornego obrotu sfery niebieskiej, łącząca oba bieguny świata (P i P") i przechodząca przez obserwatora (C), nazywana jest osią świata. Oś świata dla każdego obserwatora zawsze będzie równolegle do osi obrotu Ziemi Na horyzoncie pod północnym biegunem świata leży punkt północny N , punkt S położony diametralnie naprzeciw niego to punkt południowy. Linia NS nazywana jest linią południa, ponieważ jest cieniem z pionowo umieszczonego pręta spada wzdłuż niego na płaszczyznę poziomą w południe (Jak narysować na ziemi linię południa i jak poruszać się po niej i Gwiazdze Polarnej. Horyzont, uczyłeś się w piątej klasie na kierunku geografia fizyczna. ) Punkty wschód E i zachód W leżą na linii horyzontu. Są one oddzielone od punktów północy N i południa S o 90°. Płaszczyzna przechodzi przez punkt N, bieguny świata, zenit Z i punkt S. południk niebieski, pokrywający się dla obserwatora C z płaszczyzną jego południka geograficznego Wreszcie płaszczyzna (AWQE) przechodząca przez obserwatora (punkt C) prostopadle do osi świata tworzy płaszczyznę równika niebieskiego, równoległą do płaszczyzny południka niebieskiego. równik Ziemi. Równik niebieski dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: północną z wierzchołkiem na północnym biegunie niebieskim i południową z wierzchołkiem na południowym biegunie niebieskim.

Codzienny ruch opraw na różnych szerokościach geograficznych

Teraz wiemy, że wraz ze zmianą szerokości geograficznej miejsca obserwacji zmienia się orientacja osi obrotu sfery niebieskiej względem horyzontu. Zastanówmy się, jakie będą widoczne ruchy ciał niebieskich w obszarze Bieguna Północnego, na równiku i na średnich szerokościach geograficznych Ziemi.

Na biegunie Ziemi biegun niebieski znajduje się w zenicie, a gwiazdy poruszają się po kręgach równoległych do horyzontu. Tutaj gwiazdy nie zachodzą ani nie wschodzą, ich wysokość nad horyzontem jest stała.

Na średnich szerokościach geograficznych występują zarówno gwiazdy wschodzące i zachodzące, jak i te, które nigdy nie schodzą poniżej horyzontu (ryc. 13, b). Na przykład konstelacje okołobiegunowe nigdy nie są wyznaczane na szerokościach geograficznych ZSRR. Konstelacje położone dalej od bieguna północnego świata, codzienne ścieżki luminarzy na krótki czas przestają znajdować się nad horyzontem. A konstelacje leżące jeszcze dalej na południe nie wznoszą się.

Jednak im dalej obserwator przesuwa się na południe, tym więcej południowych konstelacji widzi. Na równiku ziemskim można było zobaczyć konstelacje całego gwiaździstego nieba w ciągu jednego dnia, jeśli Słońce nie ingerowało w ciągu dnia. Dla obserwatora na równiku wszystkie gwiazdy wschodzą i zachodzą prostopadle do horyzontu. Każda gwiazda spędza tutaj dokładnie połowę swojej drogi nad horyzontem. Dla obserwatora na równiku ziemskim północny biegun niebieski pokrywa się z punktem północnym, a południowy biegun niebieski pokrywa się z punktem południowym. Dla niego oś świata przebiega w płaszczyźnie poziomej.

Punkty kulminacyjne

Biegun niebieski, z pozorną rotacją nieba, odzwierciedlającą obrót Ziemi wokół własnej osi, zajmuje stałą pozycję nad horyzontem na danej szerokości geograficznej. W ciągu dnia gwiazdy zakreślają kręgi równoległe do równika nad horyzontem wokół osi świata. Co więcej, każdy luminarz dwa razy dziennie przecina południk niebieski.

Zjawiska przejścia świateł przez południk niebieski nazywane są kulminacjami. Na górnej kulminacji wysokość oprawy jest maksymalna, na dolnej – minimalna. Odstęp czasu pomiędzy kulminacjami wynosi pół dnia.

Dla luminarza M, który nie zachodzi na danej szerokości geograficznej, widoczne są obie kulminacje (nad horyzontem), dla gwiazd wschodzących i zachodzących M1 i M2 dolna kulminacja występuje poniżej horyzontu, poniżej punktu północnego. W przypadku gwiazdy M3, położonej daleko na południe od równika niebieskiego, obie kulminacje mogą być niewidoczne. Moment górnej kulminacji środka Słońca nazywany jest prawdziwym południem, a moment dolnej kulminacji nazywany jest prawdziwą północą. W południe cień pionowego pręta pada wzdłuż linii południa.

4. Ekliptyka i „wędrujące” luminarze-planety

Na danym obszarze każda gwiazda ma zawsze swoją kulminację na tej samej wysokości nad horyzontem, ponieważ jej odległość kątowa od bieguna niebieskiego i od równika niebieskiego nie zmienia się. Słońce i Księżyc zmieniają wysokość, na której osiągają kulminację.

Jeżeli wg dokładny zegar zwróć uwagę na odstępy czasowe pomiędzy górnymi kulminacjami gwiazd a Słońcem, to możesz być przekonany, że odstępy pomiędzy kulminacjami gwiazd są o cztery minuty krótsze niż odstępy pomiędzy kulminacjami Słońca. Oznacza to, że podczas jednego obrotu sfery niebieskiej Słońcu udaje się przesunąć względem gwiazd na wschód – w kierunku przeciwnym do dziennego obrotu nieba. Przesunięcie to wynosi około 1°, gdyż sfera niebieska dokonuje pełnego obrotu – 360° w ciągu 24 godzin. W ciągu 1 godziny, czyli 60 minut, obraca się o 15°, a w ciągu 4 minut – o 1°. W ciągu roku Słońce zakreśla duży okrąg na tle rozgwieżdżonego nieba.

Punkty kulminacyjne Księżyca są opóźnione każdego dnia nie o 4 minuty, ale o 50 minut, ponieważ Księżyc wykonuje jeden obrót w kierunku obrotu nieba na miesiąc.

Planety poruszają się wolniej i w bardziej złożony sposób. Poruszają się na tle rozgwieżdżonego nieba, raz w jedną, raz w drugą stronę, czasami powoli robiąc pętle. Wynika to z połączenia ich prawdziwego ruchu z ruchami Ziemi. Na rozgwieżdżonym niebie planety (w tłumaczeniu ze starożytnej greki „wędrujące”) nie zajmują stałego miejsca, podobnie jak Księżyc i Słońce. Jeśli zrobisz mapę gwiaździstego nieba, możesz wskazać na niej położenie Słońca, Księżyca i planet tylko przez określony moment.

Pozorny roczny ruch Słońca odbywa się wzdłuż dużego koła sfery niebieskiej, zwanego ekliptyką.

Poruszając się po ekliptyce, Słońce dwukrotnie przecina równik niebieski w tak zwanych punktach równonocy. Dzieje się to około 21 marca i około 23 września, w dni równonocy. Obecnie Słońce znajduje się na równiku niebieskim i zawsze jest podzielone na pół płaszczyzną horyzontu. Dlatego sposoby

Wysokość diety dziennej za wyjazdy służbowe za granicę ma znaczenie przy obliczaniu podatku dochodowego, a także przy obliczaniu i opłacaniu podatku dochodowego od osób fizycznych.

Przypomnijmy, że pracodawca samodzielnie ustala wysokość diety dziennej, ustalając jej wysokość w układzie zbiorowym lub w samorządzie akt normatywny(Artykuł 168 Kodeksu pracy Federacji Rosyjskiej).

Niektóre firmy ustalają różne diety dzienne za zagraniczne wyjazdy służbowe w zależności od kraju, do którego pracownik jest wysyłany w celu wykonywania pracy.

Przy okazji, organizacje budżetowe Wysokość diety dziennej z tytułu podróży służbowych za granicę ustala Rząd Federacji Rosyjskiej. I organizacje komercyjne, w razie potrzeby, można kierować się tymi kwotami diet dziennych.

Diety dzienne z tytułu wyjazdów służbowych za granicę w latach 2018-2019: tabela

Dla zrozumienia podajemy niektóre diety dzienne z tytułu wyjazdów służbowych za granicę, ustalone przez Rząd Federacji Rosyjskiej dla pracowników państwowych (uchwała Rządu Federacji Rosyjskiej z dnia 26 grudnia 2005 r. nr 812):

Diety dzienne za wyjazdy służbowe za granicę: w jakiej walucie powinny być wydawane?

Pracodawca sam określa, w jakiej walucie ustala i wypłaca dietę dzienną za wyjazdy służbowe za granicę. Przykładowo wysokość takiej diety dziennej może zostać ustalona w walucie obcej, ale pracownik otrzyma kwotę w rublach stanowiącą równowartość tych diet dziennych w walucie obcej.

Zagraniczna podróż służbowa: jak obliczyć dietę dzienną

Naliczanie diet dziennych z tytułu wyjazdów służbowych za granicę w latach 2018-2019. zależy od liczby dni spędzonych przez pracownika poza Federacją Rosyjską.

Przez główna zasada pracownikowi wypłacana jest dieta dzienna w następujący sposób(punkty 17, 18 Regulaminu, zatwierdzone dekretem Rządu Federacji Rosyjskiej z dnia 13 października 2008 r. nr 749):

  • w przypadku wyjazdu służbowego za granicę diety wypłacane są za dzień przekroczenia granicy jak za czas spędzony za granicą;
  • w przypadku powrotu z podróży zagranicznej dietę za dzień przekroczenia granicy wypłaca się jak za podróż służbową na terenie kraju.

To prawda, że ​​​​firma ma prawo ustalić własną procedurę obliczania wypłacanych diet dziennych.

Dieta dzienna za wyjazd służbowy za granicę w latach 2018-2019. w celach „dochodowych”.

Całą kwotę diety dziennej (bez żadnych ograniczeń) można uwzględnić jako wydatek przy ustalaniu podstawy podatku dochodowego (klauzula 12 ust. 1 art. 264 Ordynacji podatkowej Federacji Rosyjskiej).

Jeśli diety dzienne są wydawane w rublach, wówczas rozliczenie takich wydatków nie spowoduje żadnych trudności - po prostu cała kwota zostanie odpisana w ramach „zyskownych” wydatków.

Jeżeli dieta dzienna została wydana przed podróżą służbową w walucie obcej, należy przeliczyć tę kwotę na ruble według oficjalnego kursu wymiany Banku Centralnego z dnia wydania diety dziennej (art. 272 ​​ust. 10 art. Ordynacja podatkowa Federacji Rosyjskiej):

Otrzymaną kwotę zalicza się do wydatków.

Dzienna dieta dla zagranicznych wyjazdów służbowych 2018-2019: co z podatkiem dochodowym od osób fizycznych?

Podczas podróży zagranicznych podatek dochodowy od osób fizycznych nie jest nakładany od kwoty diety dziennej nieprzekraczającej 2500 rubli. dziennie (klauzula 3 artykułu 217 Kodeksu podatkowego Federacji Rosyjskiej). W związku z tym od kwoty przekraczającej ten limit należy potrącić podatek dochodowy od osób fizycznych i przekazać go do budżetu.

Jeżeli dieta dzienna była wypłacana w rublach, wówczas podstawa opodatkowania podatkiem dochodowym od osób fizycznych zostanie obliczona według następującego wzoru:

Nawiasem mówiąc, jeśli dieta dzienna w organizacji jest ustalona w walucie obcej, ale jest wypłacana pracownikowi w rublach, nie trzeba dokonywać przeliczeń (Pisma Ministerstwa Finansów z dnia 22.04.2016 nr 03- 04-06/23252, z dnia 02.09.2016 nr 03-04-06/6531).

Jeżeli dieta dzienna jest wypłacana w walucie obcej, to aby zapłacić podatek dochodowy od osób fizycznych, należy pamiętać o jednej ważnej cesze: kwotę tę należy przeliczyć na ruble według oficjalnego kursu Banku Centralnego ustalonego na ostatni dzień miesiąca miesiąc, w którym zatwierdzono protokół wyjazdu (Pismo Ministra Finansów z dnia 21 marca 2016 r. nr 03-04-06/15509 ). W związku z tym podstawa podatku dochodowego od osób fizycznych w w tym przypadku uważa się to za:

Naliczanie diet dziennych z tytułu wyjazdów służbowych za granicę w latach 2018-2019: składki ubezpieczeniowe

Co do zasady diety dzienne wypłacane pracownikom w latach 2018-2019 podlegają składkom na ubezpieczenie na takich samych zasadach jak podatek dochodowy od osób fizycznych. Oznacza to, że składki należy obliczać od kwoty dziennej diety przekraczającej 2500 rubli (