Jesu zweites Kommen. Jahresgang der Sonne Mittlere Sonnenzeit

Die Bewegung der Sonne zwischen den Sternen

(Unterricht - Vortrag)

Diese Lektion ist für SchülerXILehrbuchklassenG. Ya. Myakisheva, B.B. Bukhovtseva "Physik. Klasse 11“ (Profilklassen)

Das pädagogische Ziel des Unterrichts: Untersuchen Sie die Bewegung der Sonne relativ zu fernen Sternen.

Pädagogische Ziele des Unterrichts:

Bestimmen Sie die Haupttypen der Himmelsbewegung der Sonne und korrelieren Sie sie mit Phänomenen wie der Änderung der Länge von Tag und Nacht, dem Wechsel der Jahreszeiten und dem Vorhandensein von Klimazonen.

Die Fähigkeit der Schüler zu bilden, die Hauptebenen, Linien und Punkte der Himmelskugel zu finden und zu bestimmen, die mit der Bewegung der Sonne verbunden sind;

Die Fähigkeit der Schüler zu bilden, die horizontalen Koordinaten der Sonne zu bestimmen;

Allgemeine Bemerkungen

Die Informationen in der Vorlesung werden in prägnanter Form präsentiert, sodass ein kurzer Satz möglicherweise viel Nachdenken erfordert. Die Entwicklung des Reflexionsbedarfs und damit des inhaltlichen Verständnisses eines bestimmten Themas bei den Studierenden korreliert mit der Bewältigung von Aufgaben:

Praktische Tipps für die Arbeit mit Informationen:

nachdem Sie neue Informationen erhalten haben, denken Sie darüber nach und formulieren Sie die Antwort auf die Frage klar: „Worum geht es und warum wurde es Ihnen gesagt?“;

Gewöhnen Sie sich an, sich zu fragen: „Warum?“ und auf seinem Weg selbstständig Antworten finden, nachdenken, mit Kameraden sprechen, einem Lehrer;

beim Überprüfen einer Formel, beim Lösen eines Problems usw. schrittweise mathematische Operationen durchführen und alle Zwischenrechnungen aufschreiben;

Hauptfragen der Vorlesung

Die Bewegung der Himmelskörper.

Die Bewegung der Sonne zwischen den Sternen.

Ekliptik. Ekliptisches Koordinatensystem.

Ekliptik- ein großer Kreis der Himmelskugel, entlang dem die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne stattfindet. Die Richtung dieser Bewegung (ca. 1 pro Tag) ist der Richtung der täglichen Rotation der Erde entgegengesetzt. Das Wort "Ekliptik" kommt vom griechischen Wort "eclipsis" - eine Sonnenfinsternis.

Die Rotationsachse der Erde hat einen konstanten Neigungswinkel zur Rotationsebene der Erde um die Sonne, der ungefähr 66 ° 34 "entspricht (siehe Abb. 1). Als Ergebnis wird der Winkel ε zwischen der Ebene der Ekliptik und der Ebene des Himmelsäquators beträgt 23°26".

Abbildung 1. Ekliptik und Himmelsäquator

Füllen Sie basierend auf Abbildung 1 die Lücken in den folgenden Definitionen aus.

Achse der Ekliptik (PP") - ………………

………………………………………….. .

Nördlicher Ekliptikpol (P) - ……………………………………………. .

Südpol der Ekliptik (P") - ………………………………………………………………………….. .

Die Ekliptik durchläuft 13 Sternbilder. Ophiuchus gehört nicht zu den Tierkreiszeichen.

Die Punkte der Frühlings- (γ) und Herbst- (Ω) Tagundnachtgleiche sind die Schnittpunkte der Ekliptik und des Himmelsäquators. Das Frühlingsäquinoktium befindet sich im Sternbild Fische (bis vor kurzem - im Sternbild Widder). Das Datum der Frühlings-Tagundnachtgleiche ist der 20. März (21). Der Punkt des Herbstäquinoktiums liegt im Sternbild Jungfrau (bis vor kurzem im Sternbild Waage). Das Datum der Herbst-Tagundnachtgleiche ist der 22. (23.) September.

Sommersonnenwende und Wintersonnenwende Punkte 90° von den Tagundnachtgleichen entfernt Die Sommersonnenwende liegt auf der Nordhalbkugel und fällt auf den 22. Juni. Die Wintersonnenwende liegt auf der Südhalbkugel und fällt auf den 22. Dezember.

Ekliptisches Koordinatensystem.

Abbildung 2. Ekliptisches Koordinatensystem

Als Hauptebene des Ekliptikkoordinatensystems wird die Ebene der Ekliptik gewählt (Abb. 2). Die Ekliptikkoordinaten sind:

Breiten- und Längengrad eines Sterns ändern sich nicht durch die tägliche Bewegung der Himmelskugel. Das ekliptische Koordinatensystem wird hauptsächlich zur Untersuchung der Bewegung der Planeten verwendet. Das ist praktisch, weil sich die Planeten relativ zu den Sternen ungefähr in der Ebene der Ekliptik bewegen. Aufgrund der Kleinheit β Formeln, die cos β und sin β enthalten, können vereinfacht werden.

Das Verhältnis zwischen Grad, Stunden und Minuten ist wie folgt: 360 =24, 15=1, 1=4.

Bewegung von Himmelskörpern

Tägliche Bewegung der Leuchten. pro Tag die Bahnen der Gestirne auf der Himmelskugel sind Kreise, deren Ebenen parallel zum Himmelsäquator verlaufen. Diese Kreise werden himmlische Parallelen genannt. Die tägliche Bewegung der Leuchten ist eine Folge der Rotation der Erde um ihre Achse. Die Sichtbarkeit der Leuchten hängt von ihren Himmelskoordinaten ab, der Position des Beobachters auf der Erdoberfläche (siehe Abb. 3).

Abbildung 3. Tägliche Wege der Leuchten relativ zum Horizont für einen Beobachter, der sich befindet: a - in mittleren geografischen Breiten; b - am Äquator; c - am Pol der Erde.

1. Formulieren Sie einen Satz über die Höhe des Weltpols.

2. Beschreiben Sie, wie Sie die Eigenschaften der täglichen Bewegung der Gestirne aufgrund der Rotation der Erde um ihre Achse in verschiedenen Breitengraden erklären können?

Wie ändert sich die tägliche Bewegung seiner Leuchte: a) Höhe; b) Rektaszension; c) Deklination?

Ändert sich die Höhe, Rektaszension und Deklination der Hauptpunkte der Himmelskugel im Laufe des Tages: Z, Z ׳ , P, P ׳ , N, S, E, W?

3. Die Bewegung der Sonne zwischen den Sternen.

Höhepunkt- das Phänomen der Überquerung des Himmelsmeridians durch die Leuchte. Im oberen Höhepunkt hat die Leuchte die größte Höhe. Der Azimut der Leuchte im oberen Höhepunkt ist gleich ……. Und ganz unten - das kleinste. Der Azimut des Sterns an der unteren Kulmination ist ...... Der Moment der oberen Kulmination wird als Zentrum der Sonne bezeichnet wahrer Mittag, und die Unterseite - wahre Mitternacht.

BEI Leuchtenhöhe ( h) oder Zenitabstand ( z) im Kulminationsmoment hängt von der Deklination des Sterns ab ( δ) und Breitengrad des Beobachtungsortes ( φ )

Abbildung 4. Projektion der Himmelskugel auf die Ebene des Himmelsmeridians

Tabelle 3 zeigt die Formeln zur Bestimmung der Höhe der Leuchte in den oberen und unteren Kulminationen. Die Art des Ausdrucks für die Höhe der Leuchte am Höhepunkt wird anhand von Abbildung 4 bestimmt.

Tisch 3

Die Höhe der Leuchte beim Höhepunkt

Deklination der Sonne

Die Höhe der Leuchte am oberen Höhepunkt

Die Höhe der Leuchte am unteren Höhepunkt

δ < φ

h \u003d 90˚-φ + δ

h=90˚-φ-δ

δ = φ

h=90˚

h=0˚

δ > φ

h=90˚+φ-δ

h= φ+δ-90˚

Es gibt drei Kategorien von Leuchten, für Orte auf der Erde, für die 0<φ <90˚:

Wenn die Deklination des Sterns δ< -(90˚- φ ), то оно будет невосходящим. Если склонение светила δ >(90˚- φ ), es wird nicht eingestellt.

Die Bedingungen für die Sichtbarkeit der Sonne und den Wechsel der Jahreszeiten hängen von der Position des Beobachters auf der Erdoberfläche und von der Position der Erde im Orbit ab.

Jährliche Bewegung der Sonne- das Phänomen der Bewegung der Sonne relativ zu den Sternen in entgegengesetzter Richtung zur täglichen Rotation der Himmelskugel. Dieses Phänomen ist eine Folge der Bewegung der Erde um die Sonne auf einer elliptischen Umlaufbahn in Richtung der Rotation der Erde um ihre Achse, d.h. vom Nordpol nach Süden gesehen gegen den Uhrzeigersinn (siehe Abb. 5).

Abbildung 5. Neigung der Rotationsachse der Erde und Jahreszeiten

Abbildung 6. Schema der Positionen der Erde während der Sommer- und Wintersonnenwende

Während der jährlichen Bewegung der Sonne treten folgende Phänomene auf: eine Änderung der Mittagshöhe, die Position der Sonnenauf- und -untergangspunkte, die Länge von Tag und Nacht, das Erscheinen des Sternenhimmels zur gleichen Stunde nach Sonnenuntergang.

Die Rotation der Erde um die Sonne sowie die Tatsache, dass die Achse der täglichen Rotation der Erde an jedem Punkt der Erdumlaufbahn immer parallel zu sich selbst verläuft, sind die Hauptgründe für den Wechsel der Jahreszeiten. Diese Faktoren bestimmen die unterschiedliche Neigung der Sonnenstrahlen zur Erdoberfläche und den unterschiedlichen Beleuchtungsgrad der bestrahlten Hemisphäre (siehe Abb. 5, 6). Je höher die Sonne über dem Horizont steht, desto stärker ist ihre Fähigkeit, die Erdoberfläche zu erwärmen. Eine Änderung des Abstands der Erde zur Sonne im Laufe des Jahres wiederum wirkt sich nicht auf den Wechsel der Jahreszeiten aus: Die Erde befindet sich auf ihrer elliptischen Umlaufbahn im Januar am nächsten und im Juli am entferntesten.

Füllen Sie anhand des Vorlesungsmaterials Tabelle 4 aus.

Tabelle 4

Tägliche Bewegung der Sonne zu verschiedenen Jahreszeiten in mittleren Breiten

Position auf der Ekliptik

Deklination

Mittagshöhe

Mindesthöhe

Sonnenaufgangspunkt

Einstiegspunkt

Tageslänge

20(21) .03

22.06

22(23).09

22.12

Astronomische Zeichen von Thermalzonen:

Ändern des Aussehens des Sternenhimmels. In jeder folgenden Nacht erscheinen die Sterne im Vergleich zur vorherigen leicht nach Westen verschoben vor uns. Von Abend zu Abend geht derselbe Stern 4 Minuten früher auf. Ein Jahr später wiederholt sich der Blick in den Sternenhimmel.

Wenn ein bestimmter Stern am 1. September um 21 Uhr im Zenit steht, wann wird er am 1. März im Zenit sein? Kannst du sie sehen? Begründen Sie die Antwort.

Präzession - kegelförmige Rotation der Erdachse mit einem Zeitraum von 26.000 Jahren unter dem Einfluss der Gravitationskräfte von Sonne und Mond. Die Präzessionsbewegung der Erde bewirkt, dass die Nord- und Südpole der Welt Kreise am Himmel beschreiben: Die Weltachse beschreibt einen Kegel um die Achse der Ekliptik, wobei ein Radius von etwa 23˚26 Zoll übrig bleibt Zeit geneigt zur Ebene der Erdbewegung in einem Winkel von etwa 66˚34" im Uhrzeigersinn für den Beobachter auf der Nordhalbkugel (Abb. 7).

Die Präzession verändert die Position der Himmelspole. Vor 2700 Jahren befand sich der Stern α Draconis in der Nähe des Nordpols der Welt, der von chinesischen Astronomen als Royal Star bezeichnet wurde. Derzeit ist der Polarstern α Ursa Minor. Bis zum Jahr 10.000 nähert sich der Nordpol der Erde dem Stern Deneb (α Cygnus). Im Jahr 13600 wird Wega (α Lyrae) zum Polarstern.

Abbildung 7. Präzessionsbewegung der Erdachse

Als Ergebnis der Präzession bewegen sich die Punkte der Frühlings- und Herbstäquinoktien, Sommer- und Wintersonnenwende langsam durch die Tierkreiskonstellationen. Vor 5000 Jahren befand sich das Frühlingsäquinoktium im Sternbild Stier, wechselte dann in das Sternbild Widder und befindet sich jetzt im Sternbild Fische (siehe Abb. 8). Dieser Versatz ist
= 50",2 pro Jahr.

Abbildung 8. Präzession und Nutation auf der Himmelskugel

Die Anziehungskraft der Planeten ist zu gering, um Änderungen in der Position der Rotationsachse der Erde zu verursachen, wirkt sich jedoch auf die Bewegung der Erde um die Sonne aus und ändert die Position der Ebene der Erdumlaufbahn im Raum, d.h. Ebene der Ekliptik: die Neigung der Ekliptik zum Äquator ändert sich periodisch, sie nimmt derzeit um 0,47 pro Jahr ab 2 * cos ε ), zweitens schließen sich die von den Polen der Welt beschriebenen Kurven nicht (Abb. 9) .

Abbildung 9. Präzessionsbewegung des nördlichen Himmelspols. Die Punkte in der Mitte zeigen die Positionen des Himmelspols

Nutation der Erdachse kleine verschiedene Schwankungen der Rotationsachse der Erde um ihre durchschnittliche Position. Nutationsschwingungen entstehen, weil die Präzessionskräfte von Sonne und Mond ständig ihre Größe und Richtung ändern; sie sind gleich Null, wenn Sonne und Mond in der Ebene des Erdäquators stehen, und erreichen ein Maximum in der größten Entfernung von diesen Gestirnen.

Durch die Präzession und Nutation der Erdachse beschreiben die Himmelspole tatsächlich komplexe Wellenlinien am Himmel (siehe Abb. 8).

Es sei darauf hingewiesen, dass die Auswirkungen von Präzession und Nutation durch äußere Kräfte erzeugt werden, die die Ausrichtung der Rotationsachse der Erde im Weltraum ändern. Der Körper Erde bleibt dabei gewissermaßen ortsfest bezüglich der Wechselachse. Daher wird die heute am Nordpol gesetzte Flagge auch in 13.000 Jahren den Nordpol markieren, und der Breitengrad a des Punktes wird gleich 90 ° bleiben. Da weder Präzession noch Nutation zu Breitengradänderungen auf der Erde führen, verursachen diese Phänomene auch keine klimatischen Veränderungen. Sie erzeugen jedoch immer noch eine Verschiebung der Jahreszeiten im Vergleich zu einem idealen Kalender.

Was können Sie über die Änderungen der ekliptischen Länge, ekliptischen Breite, Rektaszension und Deklination aller Sterne als Folge der Präzessionsbewegung der Erdachse sagen?

Aufgaben für selbstständige Hausaufgaben

Nennen Sie die Hauptebenen, -linien und -punkte der Himmelskugel.

Wo gehen die Himmelskörper für einen Beobachter auf der nördlichen (südlichen) Erdhalbkugel auf und unter?

Wie sind astronomische Koordinatensysteme aufgebaut?

Wie nennt man Höhe und Azimut der Sonne?

Wie heißen äquatoriale und ekliptische Koordinaten?

Wie hängen Rektaszension und Stundenwinkel zusammen?

Wie hängen die Deklination und die Höhe der Leuchte im Moment der oberen Kulmination zusammen?

Was ist Präzession und Nutation?

Warum gehen Sterne am Horizont immer an denselben Punkten auf und unter, Sonne und Mond dagegen nicht?

Wie hängt die scheinbare Bewegung der Sonne über die Himmelskugel mit der Bewegung der Erde um die Sonne zusammen?

Was ist die Ekliptik?

Welche Punkte werden Äquinoktien genannt und warum?

Was ist eine Sonnenwende?

In welchem Winkel ist die Ekliptik zum Horizont geneigt und warum ändert sich dieser Winkel im Laufe des Tages?

Wie kann die Ekliptik mit dem Horizont zusammenfallen?

Zeichnen Sie mit einem Stift auf einem Kreis, der ein Modell der Himmelskugel darstellt, die Punkte, an denen sich die Sonne befindet:

Markieren Sie die Position der Ekliptik anhand der markierten Punkte. Geben Sie auf der Ekliptik (ungefähr) die Position der Sonne am 21. April, 23. Oktober und Ihren Geburtstag an. Suchen Sie die in den vorherigen Abschnitten aufgeführten Punkte auf dem Modell der Himmelskugel.

Literatur

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Ranzini, D. Kosmos / D. Ranzini; Pro. aus dem Italienischen. N. Lebedeva. - M .: LLC Astrel Verlag, 2004. - 320 p.

Jeden Tag, wenn sie vom Horizont auf der Ostseite des Himmels aufsteigt, wandert die Sonne über den Himmel und versteckt sich wieder im Westen. Bei den Bewohnern der Nordhalbkugel erfolgt diese Bewegung von links nach rechts, bei den Südstaatlern von rechts nach links. Am Mittag erreicht die Sonne ihre größte Höhe oder, wie Astronomen sagen, ihren Höhepunkt. Mittag ist der obere Höhepunkt, und es gibt auch einen unteren Höhepunkt – um Mitternacht. In unseren mittleren Breiten ist die untere Kulmination der Sonne nicht sichtbar, da sie unterhalb des Horizonts auftritt. Aber jenseits des Polarkreises, wo die Sonne im Sommer manchmal nicht untergeht, kann man sowohl die obere als auch die untere Kulmination beobachten.

Am geografischen Pol verläuft die tägliche Bahn der Sonne fast parallel zum Horizont. Am Tag des Frühlingsäquinoktiums erscheint die Sonne ein Viertel des Jahres immer höher und höher und beschreibt Kreise über dem Horizont. Am Tag der Sommersonnenwende erreicht er seine maximale Höhe (23,5?). Für das nächste Quartal des Jahres, vor dem Herbstäquinoktium, geht die Sonne unter. Dies ist ein Polartag. Dann setzt für ein halbes Jahr die Polarnacht ein. In mittleren Breiten verkürzt oder verlängert sich die sichtbare Tagesbahn der Sonne das ganze Jahr über. Er ist zur Wintersonnenwende am niedrigsten und zur Sommersonnenwende am höchsten. An den Tagen der Tagundnachtgleiche

Die Sonne steht am Himmelsäquator. Gleichzeitig geht es im Osten auf und im Westen unter.

In der Zeit von der Frühlings-Tagundnachtgleiche bis zur Sommersonnenwende verschiebt sich der Ort des Sonnenaufgangs leicht vom Sonnenaufgangspunkt nach links, nach Norden. Und der Eintrittsort verschiebt sich von der Westspitze weg nach rechts, allerdings auch nach Norden. Am Tag der Sommersonnenwende erscheint die Sonne im Nordosten und kulminiert mittags auf der höchsten Höhe des Jahres. Die Sonne geht im Nordwesten unter.

Dann verschieben sich die Orte von Sonnenauf- und -untergang wieder nach Süden. Zur Wintersonnenwende geht die Sonne im Südosten auf, überquert den Himmelsmeridian an ihrem tiefsten Punkt und geht im Südwesten unter. Dabei ist zu beachten, dass aufgrund der Brechung (also der Brechung von Lichtstrahlen in der Erdatmosphäre) die scheinbare Höhe der Leuchte immer größer ist als die wahre.

Daher tritt der Sonnenaufgang früher und der Sonnenuntergang später auf, als es ohne Atmosphäre der Fall wäre.

Die tägliche Bahn der Sonne ist also ein kleiner Kreis der Himmelskugel, parallel zum Himmelsäquator. Gleichzeitig bewegt sich die Sonne im Laufe des Jahres relativ zum Himmelsäquator entweder nach Norden oder nach Süden. Die Tages- und Nachtabschnitte seiner Reise sind nicht gleich. Sie sind nur an den Tagen der Tagundnachtgleiche gleich, wenn die Sonne am Himmelsäquator steht.

Der Ausdruck "der Weg der Sonne zwischen den Sternen" wird jemandem seltsam vorkommen. Tagsüber sieht man die Sterne nicht. Daher ist es nicht leicht zu bemerken, dass die Sonne langsam ist, um etwa 1? bewegt sich pro Tag zwischen den Sternen von rechts nach links. Aber Sie können sehen, wie sich das Aussehen des Sternenhimmels im Laufe des Jahres verändert. All dies ist eine Folge der Umdrehung der Erde um die Sonne.

Der Weg der sichtbaren jährlichen Bewegung der Sonne vor dem Hintergrund der Sterne wird als Ekliptik bezeichnet (aus dem Griechischen "Eklipse" - "Eklipse"), und die Umdrehungsperiode entlang der Ekliptik wird als Sternenjahr bezeichnet. Sie entspricht 265 Tagen 6 Stunden 9 Minuten 10 Sekunden oder 365,2564 mittleren Sonnentagen.

Die Ekliptik und der Himmelsäquator schneiden sich in einem Winkel von 23? 26 "an den Punkten der Frühlings- und Herbst-Tagundnachtgleiche. Am ersten dieser Punkte tritt die Sonne normalerweise am 21. März auf, wenn sie von der Südhalbkugel des Himmels ausgeht in der zweiten, am 23. September, wenn sie von der nördlichen Hemisphäre kommen Am äußersten Punkt der Ekliptik im Norden ist die Sonne der 22. Juni (Sommersonnenwende) und im Süden der 22. Dezember (Winter Sonnenwende). In einem Schaltjahr verschieben sich diese Daten um einen Tag.

Von den vier Punkten auf der Ekliptik ist der wichtigste Punkt das Frühlingsäquinoktium. Von ihr wird eine der Himmelskoordinaten gezählt - Rektaszension. Es dient auch zur Zählung der Sternzeit und des tropischen Jahres - dem Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Sonnenmittelpunkts durch das Frühlingsäquinoktium. Das tropische Jahr bestimmt den Wechsel der Jahreszeiten auf unserem Planeten.

Da sich das Frühlingsäquinoktium aufgrund der Präzession der Erdachse langsam zwischen den Sternen bewegt, ist die Dauer des tropischen Jahres kürzer als die Dauer des siderischen Jahres. Es sind 365,2422 mittlere Sonnentage. Als Hipparchos vor etwa 2000 Jahren seinen Sternenkatalog zusammenstellte (der erste, der vollständig zu uns gekommen ist), befand sich die Frühlings-Tagundnachtgleiche im Sternbild Widder. Zu unserer Zeit hat es sich um fast 30° in das Sternbild Fische bewegt, und die Herbst-Tagundnachtgleiche hat sich vom Sternbild Waage zum Sternbild Jungfrau bewegt. Aber nach der Tradition werden die Punkte der Tagundnachtgleichen durch die früheren Zeichen der früheren "Tagundnachtgleichen"-Konstellationen angezeigt - Widder und Waage. Dasselbe geschah mit den Sonnenwendepunkten: Der Sommer im Sternbild Stier wird durch das Zeichen des Krebses gekennzeichnet, und der Winter im Sternbild Schütze wird durch das Zeichen des Steinbocks gekennzeichnet.

Und schließlich hängt das Letzte mit der scheinbaren jährlichen Bewegung der Sonne zusammen. Die Hälfte der Ekliptik von der Frühlings-Tagundnachtgleiche bis zum Herbst (vom 21. März bis zum 23. September) passiert die Sonne in 186 Tagen. Die zweite Hälfte, vom Herbstäquinoktium bis zum Frühlingsäquinoktium, dauert 179 Tage (180 in einem Schaltjahr). Aber schließlich sind die Hälften der Ekliptik gleich: jede ist 180?. Daher bewegt sich die Sonne ungleichmäßig entlang der Ekliptik. Diese Ungleichmäßigkeit wird durch eine Änderung der Geschwindigkeit der Erdbewegung in einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne erklärt. Die ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik führt zu unterschiedlich langen Jahreszeiten. Für Bewohner der nördlichen Hemisphäre beispielsweise sind Frühling und Sommer sechs Tage länger als Herbst und Winter. Die Erde ist vom 2. bis 4. Juni 5 Millionen Kilometer weiter von der Sonne entfernt als vom 2. bis 3. Januar und bewegt sich entsprechend dem zweiten Keplerschen Gesetz langsamer auf ihrer Umlaufbahn. Im Sommer nimmt die Erde ab

Die Sonne ist weniger warm, aber der Sommer auf der Nordhalbkugel dauert länger als der Winter. Daher ist die Nordhalbkugel wärmer als die Südhalbkugel.

Wahre Bewegung der Erde - Scheinbare jährliche Bewegung der Sonne auf der Himmelskugel - Himmelsäquator und Ekliptikebene - Äquatorkoordinaten der Sonne im Laufe des Jahres

Wahre Bewegung der Erde

Um das Prinzip der scheinbaren Bewegung der Sonne und anderer Gestirne in der Himmelssphäre zu verstehen, betrachten wir zunächst die wahre Bewegung der Erde. Die Erde ist einer der Planeten. Es dreht sich ständig um seine Achse.

Seine Rotationsperiode entspricht einem Tag, daher scheint es für einen Beobachter auf der Erde, dass alle Himmelskörper mit der gleichen Periode von Ost nach West um die Erde kreisen.

Aber die Erde dreht sich nicht nur um ihre Achse, sondern auch um die Sonne auf einer elliptischen Umlaufbahn. Es vollendet eine Umdrehung um die Sonne in einem Jahr. Die Rotationsachse der Erde ist in einem Winkel von 66°33′ zur Ebene der Umlaufbahn geneigt. Die Position der Achse im Raum während der Bewegung der Erde um die Sonne bleibt die ganze Zeit nahezu unverändert. Daher sind Nord- und Südhalbkugel abwechselnd der Sonne zugewandt, wodurch sich die Jahreszeiten auf der Erde ändern.

Wenn man den Himmel beobachtet, kann man feststellen, dass die Sterne über viele Jahre ihre relative Position beibehalten.

Die Sterne sind nur „fixiert“, weil sie sehr weit von uns entfernt sind. Die Entfernung zu ihnen ist so groß, dass sie von jedem Punkt der Erdumlaufbahn aus gleichermaßen sichtbar sind.

Aber die Körper des Sonnensystems - die Sonne, der Mond und die Planeten, die relativ nahe an der Erde sind, und wir können die Änderung ihrer Positionen leicht bemerken. Somit nimmt die Sonne zusammen mit allen Leuchten an der täglichen Bewegung teil und hat gleichzeitig eine eigene sichtbare Bewegung (sie heißt jährliche Bewegung) aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne.

Scheinbare jährliche Bewegung der Sonne auf der Himmelskugel

Die einfachste jährliche Bewegung der Sonne kann durch die folgende Abbildung erklärt werden. Aus dieser Abbildung ist ersichtlich, dass je nach Position der Erde im Orbit ein Beobachter von der Erde aus die Sonne vor einem unterschiedlichen Hintergrund sieht. Es wird ihm scheinen, als würde es sich ständig um die Himmelskugel bewegen. Diese Bewegung ist ein Spiegelbild der Umdrehung der Erde um die Sonne. In einem Jahr wird die Sonne eine komplette Umdrehung machen.

Der große Kreis auf der Himmelskugel, entlang dem die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne stattfindet, wird genannt Ekliptik. Ekliptik ist ein griechisches Wort und bedeutet Finsternis. Dieser Kreis wurde so benannt, weil Sonnen- und Mondfinsternisse nur auftreten, wenn sich beide Leuchten auf diesem Kreis befinden.

Es sollte erwähnt werden, dass die Ebene der Ekliptik fällt mit der Ebene der Erdbahn zusammen.

Die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik erfolgt in derselben Richtung, in der sich die Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne bewegt, d.h. sie bewegt sich nach Osten. Im Laufe des Jahres durchläuft die Sonne nacheinander die 12 Sternbilder der Ekliptik, die einen Gürtel bilden und Tierkreiszeichen genannt werden.

Der Tierkreisgürtel wird von folgenden Sternbildern gebildet: Fische, Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze, Steinbock und Wassermann. Da die Ebene des Erdäquators gegenüber der Ebene der Erdbahn um 23°27' geneigt ist, Ebene des Himmelsäquators ebenfalls unter einem Winkel e=23°27′ zur Ebene der Ekliptik geneigt.

Die Neigung der Ekliptik zum Äquator bleibt nicht konstant (aufgrund des Einflusses der Anziehungskräfte von Sonne und Mond auf die Erde), daher wurde 1896 bei der Genehmigung astronomischer Konstanten beschlossen, die Neigung zu berücksichtigen der Ekliptik zum Äquator im Durchschnitt gleich 23 ° 27'8 "26.

Himmelsäquator und Ekliptikebene

Die Ekliptik schneidet den Himmelsäquator an zwei genannten Punkten Zeitpunkte der Frühlings- und Herbstäquinoktien. Der Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche wird üblicherweise mit dem Zeichen des Sternbildes Widder T bezeichnet, und der Punkt der Herbst-Tagundnachtgleiche - mit dem Zeichen des Sternbildes Waage -. Die Sonne an diesen Punkten steht jeweils am 21. März und am 23. September. Heutzutage ist auf der Erde Tag gleich Nacht, die Sonne geht genau am Ostpunkt auf und am Westpunkt unter.

Die Punkte der Frühlings- und Herbstäquinoktien sind die Schnittpunkte des Äquators und der Ebene der Ekliptik

Die Punkte auf der Ekliptik, die 90° von den Äquinoktien entfernt sind, werden genannt Sonnenwende Punkte. Der Punkt E auf der Ekliptik, an dem die Sonne relativ zum Himmelsäquator am höchsten steht, wird genannt Punkt der Sommersonnenwende, und der Punkt E', an dem es die niedrigste Position einnimmt, wird aufgerufen Punkt der Wintersonnenwende.

Zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende erscheint die Sonne am 22. Juni und zum Zeitpunkt der Wintersonnenwende am 22. Dezember. Für mehrere Tage in der Nähe der Sonnenwende bleibt die Mittagshöhe der Sonne nahezu unverändert, wodurch diese Punkte ihren Namen erhielten. Wenn die Sonne zur Sommersonnenwende steht, ist der Tag auf der Nordhalbkugel am längsten und die Nacht am kürzesten, und zur Wintersonnenwende ist das Gegenteil der Fall.

Am Tag der Sommersonnenwende liegen die Punkte des Sonnenauf- und -untergangs möglichst nördlich der Ost- und Westpunkte des Horizonts, am Tag der Wintersonnenwende am weitesten südlich.

Die Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik führt zu einer kontinuierlichen Änderung ihrer äquatorialen Koordinaten, einer täglichen Änderung der Mittagshöhe und einer Bewegung der Sonnenauf- und -untergangspunkte entlang des Horizonts.

Es ist bekannt, dass die Deklination der Sonne von der Ebene des Himmelsäquators und der Rektaszension aus gemessen wird - vom Punkt des Frühlingsäquinoktiums. Wenn sich die Sonne also am Frühlingsäquinoktium befindet, sind Deklination und Rektaszension Null. Während des Jahres variiert die Deklination der Sonne in der gegenwärtigen Periode von +23°26′ bis -23°26′, geht zweimal im Jahr durch Null und rektaszensiert von 0 bis 360°.

Äquatorialkoordinaten der Sonne im Laufe des Jahres

Die äquatorialen Koordinaten der Sonne ändern sich im Laufe des Jahres ungleichmäßig. Dies geschieht aufgrund der ungleichmäßigen Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik und der Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik und der Neigung der Ekliptik zum Äquator. Die Sonne legt vom 21. März bis zum 23. September die Hälfte ihrer scheinbaren Jahresbahn in 186 Tagen zurück, die andere Hälfte vom 23. September bis zum 21. März in 179 Tagen.

Die ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik ist darauf zurückzuführen, dass sich die Erde während der gesamten Umlaufdauer um die Sonne nicht mit der gleichen Geschwindigkeit im Orbit bewegt. Die Sonne befindet sich in einem der Brennpunkte der elliptischen Umlaufbahn der Erde.

Aus Keplers zweites Gesetz Es ist bekannt, dass die Verbindungslinie zwischen Sonne und Planet in gleichen Zeiträumen gleiche Flächen überdeckt. Nach diesem Gesetz ist die Erde der Sonne am nächsten, d.h. in Perihel, bewegt sich schneller und ist am weitesten von der Sonne entfernt, dh in Aphel- Langsamer.

Die Erde ist im Winter näher an der Sonne und im Sommer weiter entfernt. Daher bewegt es sich an Wintertagen schneller im Orbit als an Sommertagen. Dadurch beträgt die tägliche Änderung der Rektaszension der Sonne am Tag der Wintersonnenwende 1°07', während sie am Tag der Sommersonnenwende nur 1°02' beträgt.

Der Unterschied in den Geschwindigkeiten der Erdbewegung an jedem Punkt der Umlaufbahn verursacht eine ungleichmäßige Änderung nicht nur der Rektaszension, sondern auch der Deklination der Sonne. Aufgrund der Neigung der Ekliptik zum Äquator hat ihre Veränderung jedoch einen anderen Charakter. Die Deklination der Sonne ändert sich am schnellsten in der Nähe der Tagundnachtgleiche, und zur Sonnenwende ändert sie sich fast nicht.

Wenn wir die Art der Änderung der Äquatorialkoordinaten der Sonne kennen, können wir eine ungefähre Berechnung der Rektaszension und Deklination der Sonne durchführen.

Um eine solche Berechnung durchzuführen, nehmen Sie das nächste Datum mit bekannten äquatorialen Koordinaten der Sonne. Dann wird berücksichtigt, dass sich die Rektaszension der Sonne pro Tag um durchschnittlich 1 ° und die Deklination der Sonne im Monat vor und nach dem Passieren der Tagundnachtgleiche um 0,4 ° pro Tag ändert; im Monat vor und nach der Sonnenwende - um 0,1 ° pro Tag und in den Zwischenmonaten zwischen den angegebenen - um 0,3 °.

Der Tag ist eine der Grundeinheiten der Zeitmessung. Die Rotation der Erde und die scheinbare Bewegung des Sternenhimmels.

Die Hauptgröße für die Zeitmessung bezieht sich auf die Dauer einer vollständigen Umdrehung der Erdkugel um ihre Achse.

Bis vor kurzem wurde angenommen, dass die Rotation der Erde völlig gleichmäßig ist. Allerdings wurden bei dieser Drehung nun einige Unregelmäßigkeiten festgestellt, die jedoch so gering sind, dass sie für die Konstruktion des Kalenders keine Rolle spielen.

Da wir auf der Erdoberfläche sind und mit ihr an ihrer Rotationsbewegung teilnehmen, spüren wir sie nicht.

Wir beurteilen die Rotation des Globus um seine Achse nur nach den sichtbaren Phänomenen, die damit verbunden sind. Die Folge der täglichen Rotation der Erde ist beispielsweise die scheinbare Bewegung des Firmaments mit allen darauf befindlichen Gestirnen: Sterne, Planeten, Sonne, Mond etc.

Um die Dauer einer Erdumdrehung zu bestimmen, können Sie heutzutage - ein spezielles Teleskop - ein Transitinstrument verwenden, dessen optische Achse der Röhre sich streng in einer Ebene dreht - der Ebene des Meridians eines bestimmten Ortes, vorbei durch die Punkte Süd und Nord. Das Überqueren eines Meridians durch einen Stern wird als oberer Höhepunkt bezeichnet. Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Höhepunkten eines Sterns wird Sterntag genannt.

Eine genauere Definition eines Sternentages lautet wie folgt: Es ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Höhepunkten des Frühlingsäquinoktiums. Sie sind eine der Grundeinheiten der Zeitmessung, da ihre Dauer unverändert bleibt. Ein Sterntag ist in 24 Sternstunden unterteilt, jede Stunde in 60 Sternminuten und jede Minute in 60 Sternsekunden.

Sternenstunden, -minuten und -sekunden werden auf Sternuhren gezählt, die in jeder Sternwarte stehen und immer die Sternzeit anzeigen. Es ist unpraktisch, solche Uhren im Alltag zu verwenden, da derselbe Höhepunkt während des Jahres auf unterschiedliche Zeiten des sonnigen Tages fällt. Das Leben der Natur und damit das ganze Leben der Menschen hängt nicht mit der Bewegung der Sterne zusammen, sondern mit dem Wechsel von Tag und Nacht, also mit der täglichen Bewegung der Sonne. Daher verwenden wir im Alltag nicht die Sternzeit, sondern die Sonnenzeit. Das Konzept der Sonnenzeit ist viel komplizierter als das Konzept der Sternzeit. Zunächst müssen wir uns die scheinbare Bewegung der Sonne klar vorstellen.

Scheinbare jährliche Bewegung der Sonne. Ekliptik.

Wenn Sie den Sternenhimmel von Nacht zu Nacht beobachten, können Sie sehen, dass mit jeder folgenden Mitternacht immer mehr Sterne kulminieren. Dies erklärt sich aus der Tatsache, dass aufgrund der jährlichen Bewegung des Globus in der Umlaufbahn die Bewegung der Sonne zwischen den Sternen auftritt. Sie findet in der gleichen Richtung statt, in der sich die Erde dreht, also von Westen nach Osten.

Die Bahn der scheinbaren Bewegung der Sonne zwischen den Sternen wird als Ekliptik bezeichnet. . Es ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, dessen Ebene in einem Winkel von 23 ° 27 "zur Ebene des Himmelsäquators geneigt ist und den Himmelsäquator an zwei Punkten schneidet. Dies sind die Punkte des Frühlings und des Herbstes Äquinoktien: Im ersten steht die Sonne um den 21. März herum, wenn sie von der südlichen Himmelshalbkugel auf die nördliche übergeht.Der zweite Punkt ist etwa der 23. September, wenn sie von der nördlichen auf die südliche Hemisphäre übergeht.Tierkreiskonstellationen. Die Sonne bewegt sich entlang der Ekliptik und bewegt sich im Laufe des Jahres nacheinander zwischen den folgenden 12 Konstellationen, die sich entlang der Ekliptik befinden und den Gürtel bilden Tierkreis .

Die scheinbare Bewegung der Sonne durch die Tierkreiskonstellationen: Fische, Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze, Steinbock und Wassermann. (Genau genommen durchläuft die Sonne auch das 13. Sternbild - Ophiuchus. Es wäre noch richtiger, dieses Sternbild des Tierkreises zu betrachten als ein solches Sternbild wie Skorpion, in dem die Sonne weniger als lange Zeit steht als in jedem der andere Sternbilder.) Diese Sternbilder, Tierkreise genannt, haben ihren gebräuchlichen Namen vom griechischen Wort „Zoon“ – ein Tier, da viele von ihnen in der Antike nach Tieren benannt wurden. In jedem der Tierkreiszeichen steht die Sonne im Durchschnitt etwa einen Monat lang. Daher entsprach schon in der Antike jeder Monat einem bestimmten Tierkreiszeichen. Der März beispielsweise wurde mit dem Zeichen des Widders bezeichnet, da in diesem Sternbild vor etwa zweitausend Jahren die Frühlings-Tagundnachtgleiche lag und die Sonne daher im März an diesem Sternbild vorbeigezogen ist. Wenn sich die Erde in ihrer Umlaufbahn bewegt und sich von Position III (März) zu Position IV (April) bewegt, bewegt sich die Sonne vom Sternbild Widder zum Sternbild Stier, und wenn sich die Erde in Position V (Mai) befindet, bewegt sich die Sonne Wechsel vom Sternbild Stier zum Sternbild Zwillinge usw.

Bewegung des Nordpols der Welt zwischen den Sternen in 26.000 Jahren.

Das Frühlingsäquinoktium bleibt jedoch in der Himmelssphäre nicht unverändert. Seine Bewegung, entdeckt im II. Jahrhundert. BC e. der griechische Wissenschaftler Hipparchos, wurde die Präzession genannt, d.h. die Präzession des Äquinoktiums. Dies wird durch den folgenden Grund verursacht. Die Erde ist keine Kugel, sondern ein an den Polen abgeflachtes Sphäroid. Anziehungskräfte von Sonne und Mond wirken unterschiedlich auf verschiedene Teile der kugelförmigen Erde. Diese Kräfte führen dazu, dass bei der gleichzeitigen Rotation der Erde und ihrer Bewegung um die Sonne die Rotationsachse der Erde einen Kegel nahe der Senkrechten zur Bahnebene beschreibt. Infolgedessen bewegen sich die Himmelspole zwischen den Sternen in einem kleinen Kreis, der um den Ekliptikpol zentriert ist und sich in einem Abstand von etwa 231/2 ° von ihm befindet. Aufgrund der Präzession verschiebt sich das Frühlingsäquinoktium entlang der Ekliptik um 50 "3 pro Jahr nach Westen, also in Richtung der sichtbaren Bewegung der Sonne. Daher wird es in etwa 26.000 Jahren einen vollständigen Kreis machen. der Nordpol der Welt, in unserer Zeit in der Nähe des Nordsterns gelegen, war vor 4000 Jahren in der Nähe des Drachen, und in 12.000 Jahren wird er in der Nähe von Vega (einer Lyra) sein.

Sonniger Tag und Sonnenzeit.

Wahrer sonniger Tag. Wenn wir mit Hilfe eines Transitinstruments nicht die Sterne, sondern die Sonne beobachten und täglich den Zeitpunkt markieren, an dem das Zentrum der Sonnenscheibe den Meridian passiert, also den Moment ihres oberen Höhepunkts, dann können wir finden dass der Zeitabstand zwischen den beiden oberen Kulminationen des Zentrums der Sonnenscheibe, der als wahre Sonnentage bezeichnet wird, immer um durchschnittlich 3 Minuten länger ausfällt als ein Sterntag. 56 Sekunden oder ungefähr 4 Minuten. Dies ergibt sich aus der Tatsache, dass die Erde, die sich um die Sonne dreht, diese im Laufe des Jahres, also ungefähr in 365 ¼ Tagen, vollständig umkreist. Diese Bewegung der Erde widerspiegelnd, bewegt sich die Sonne an einem Tag etwa 1/365 ihrer jährlichen Bahn, oder etwa ein Grad, was vier Minuten Zeit entspricht. Im Gegensatz zum Sterntag ändert der wahre Sonnentag jedoch periodisch seine Dauer.

Das hat zwei Gründe: erstens die Neigung der Ekliptikebene zur Ebene des Himmelsäquators und zweitens die elliptische Form der Erdbahn. Wenn sich die Erde auf dem Teil der Ellipse befindet, der der Sonne am nächsten ist, bewegt sie sich schneller; in einem halben Jahr befindet sich die Erde im gegenüberliegenden Teil der Ellipse und bewegt sich langsamer im Orbit. Die ungleichmäßige Bewegung der Erde auf ihrer Umlaufbahn verursacht eine ungleichmäßige scheinbare Bewegung der Sonne in der Himmelskugel: Zu verschiedenen Jahreszeiten bewegt sich die Sonne mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten. Daher ändert sich die Länge eines echten Sonnentages ständig. So sind sie beispielsweise am 23. Dezember, wenn der wahre Tag am längsten ist, 51 Sekunden lang. länger als am 16. September, wenn sie am kürzesten sind. Mittlerer Sonnentag. Aufgrund der Ungleichförmigkeit echter Sonnentage ist es unbequem, sie als Einheit zum Messen der Zeit zu verwenden. Das wussten Pariser Uhrmacher schon vor rund dreihundert Jahren, als sie auf ihr Zunftwappen schrieben: „Die Sonne zeigt die Zeit täuschend an.“

Alle unsere Uhren – Armband-, Wand-, Taschenuhren und andere – werden nicht nach der Bewegung der wahren Sonne eingestellt, sondern nach der Bewegung eines imaginären Punktes, der im Laufe des Jahres zur gleichen Zeit eine vollständige Umdrehung um die Erde macht die Sonne, bewegt sich aber gleichzeitig entlang des Himmelsäquators und vollkommen gleichmäßig. Dieser Punkt wird Mittelsonne genannt. Der Moment des Durchgangs der durchschnittlichen Sonne durch den Meridian wird als durchschnittlicher Mittag bezeichnet, und das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden durchschnittlichen Mittagen ist der durchschnittliche Sonnentag. Ihre Dauer ist immer gleich. Sie sind in 24 Stunden unterteilt, jede Stunde der mittleren Sonnenzeit ist wiederum in 60 Minuten unterteilt, und jede Minute ist in 60 Sekunden der mittleren Sonnenzeit unterteilt. Der durchschnittliche Sonnentag und nicht der Sternentag ist eine der Haupteinheiten der Zeitmessung, die die Grundlage des modernen Kalenders bildet. Die Differenz zwischen mittlerer Sonnenzeit und wahrer Zeit im selben Moment wird als Zeitgleichung bezeichnet.

Astronomische Grundlage des Kalenders.

Wir wissen, dass jeder Kalender auf astronomischen Phänomenen basiert: dem Wechsel von Tag und Nacht, dem Wechsel der Mondphasen und dem Wechsel der Jahreszeiten. Diese Phänomene liefern die drei grundlegenden Zeiteinheiten, die jedem Kalendersystem zugrunde liegen, nämlich den Sonnentag, den Mondmonat und das Sonnenjahr. Wenn wir den durchschnittlichen Sonnentag als konstanten Wert nehmen, bestimmen wir die Dauer des Mondmonats und des Sonnenjahres. Im Laufe der Geschichte der Astronomie wurde die Dauer dieser Zeiteinheiten immer weiter verfeinert.

synodischer Monat.

Grundlage der Mondkalender ist der synodische Monat – das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden identischen Mondphasen. Ursprünglich wurde sie, wie bereits bekannt, auf 30 Tage festgelegt. Später wurde festgestellt, dass der Mondmonat 29,5 Tage hat. Gegenwärtig wird die durchschnittliche Dauer eines synodischen Monats mit 29,530588 mittleren Sonnentagen oder 29 Tagen 12 Stunden 44 Minuten 2,8 Sekunden mittlerer Sonnenzeit angenommen.

tropisches Jahr.

Von herausragender Bedeutung war die schrittweise Verfeinerung der Dauer des Sonnenjahres. In den ersten Kalendersystemen umfasste das Jahr 360 Tage. Die alten Ägypter und Chinesen legten vor etwa fünftausend Jahren die Länge des Sonnenjahres auf 365 Tage fest, und einige Jahrhunderte vor unserer Zeitrechnung wurde die Jahreslänge sowohl in Ägypten als auch in China auf 365,25 Tage festgelegt. Der moderne Kalender basiert auf dem tropischen Jahr – dem Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Sonnenzentrums durch das Frühlingsäquinoktium.

So herausragende Wissenschaftler wie P. Laplace (1749-1827) im Jahr 1802, F. Bessel (1784-1846) im Jahr 1828, P. Hansen (1795-1874) im Jahr 1853 beschäftigten sich mit der Bestimmung des genauen Werts des tropischen Jahres. , W Le Verrier (1811-1877) im Jahr 1858 und einige andere.

Um die Länge des tropischen Jahres zu bestimmen, schlug S. Newcomb eine allgemeine Formel vor: T == 365,24219879 - 0,0000000614 (t - 1900), wobei t die Ordnungszahl des Jahres ist.

Im Oktober 1960 fand in Paris die XI. Generalkonferenz für Maß und Gewicht statt, bei der ein einheitliches internationales Einheitensystem (SI) verabschiedet und eine neue Definition der Sekunde als grundlegende Zeiteinheit vom IX International Astronomical Union (Dublin, 1955) wurde genehmigt. Gemäß der verabschiedeten Entscheidung wird die Ephemeridensekunde als 1/31556925,9747 Teil des tropischen Jahres für den Beginn des Jahres 1900 definiert. Daraus lässt sich leicht der Wert des tropischen Jahres bestimmen: T ==- 365 Tage 5 Stunden. 48min. 45,9747 Sek. oder T = 365,242199 Tage.

Für Kalenderzwecke ist eine solch hohe Genauigkeit nicht erforderlich. Wenn wir also auf die fünfte Dezimalstelle aufrunden, erhalten wir T == 365,24220 Tage. Diese Rundung des tropischen Jahres ergibt einen Fehler von einem Tag pro 100.000 Jahre. Daher kann der von uns angenommene Wert die Grundlage aller kalendarischen Berechnungen sein. Weder der synodische Monat noch das tropische Jahr enthalten also eine ganze Zahl mittlerer Sonnentage, und folglich sind alle diese drei Größen inkommensurabel. Das bedeutet, dass es unmöglich ist, eine dieser Größen einfach durch die andere auszudrücken, d. h. es ist unmöglich, eine ganzzahlige Zahl von Sonnenjahren zu wählen, die eine ganzzahlige Zahl von Mondmonaten und eine ganzzahlige Zahl von mittleren Sonnentagen enthalten würde. Dies erklärt die ganze Komplexität des Kalenderproblems und all die Verwirrung, die seit vielen Jahrtausenden in der Frage der Berechnung großer Zeiträume herrscht.

Drei Arten von Kalendern.

Der Wunsch, Tag, Monat und Jahr zumindest teilweise untereinander zu koordinieren, führte dazu, dass in verschiedenen Epochen drei Arten von Kalendern geschaffen wurden: Solar, basierend auf der Bewegung der Sonne, in der sie versuchten, den Tag zu koordinieren und Jahr; Mond (basierend auf der Bewegung des Mondes), dessen Zweck es war, den Tag und den Mondmonat zu koordinieren; schließlich Lunisolar, in dem versucht wurde, alle drei Zeiteinheiten zu harmonisieren.

Derzeit verwenden fast alle Länder der Welt den Sonnenkalender. Der Mondkalender spielte in den alten Religionen eine große Rolle. In einigen östlichen Ländern, die sich zur muslimischen Religion bekennen, hat sie bis heute überlebt. Darin haben die Monate jeweils 29 und 30 Tage, und die Anzahl der Tage ändert sich so, dass der erste Tag jedes nächsten Monats mit dem Erscheinen des „neuen Monats“ am Himmel zusammenfällt. Die Jahre des Mondkalenders enthalten abwechselnd 354 und 355 Tage.

Somit ist das Mondjahr 10-12 Tage kürzer als das Sonnenjahr. Der Lunisolarkalender wird in der jüdischen Religion zur Berechnung religiöser Feiertage sowie im Staat Israel verwendet. Es ist von besonderer Komplexität. Das Jahr darin enthält 12 Mondmonate, die entweder aus 29 oder 30 Tagen bestehen, aber um die Bewegung der Sonne zu berücksichtigen, werden regelmäßig "Schaltjahre" eingeführt, die einen zusätzlichen dreizehnten Monat enthalten. Einfache, also zwölfmonatige Jahre, bestehen aus 353, 354 oder 355 Tagen und Schaltjahre, also dreizehnmonatige Jahre, haben jeweils 383, 384 oder 385 Tage. Dadurch wird erreicht, dass der erste Tag eines jeden Monats fast genau mit dem Neumond zusammenfällt.

1 Jährliche Bewegung der Sonne und des ekliptischen Koordinatensystems

Die Sonne bewegt sich während des Jahres entlang eines großen Kreises, der Ekliptik genannt wird, zusammen mit der täglichen Rotation langsam durch die Himmelskugel in die entgegengesetzte Richtung. Die Ekliptik ist zum Himmelsäquator um einen Winkel Ƹ geneigt, dessen Wert derzeit nahe bei 23 26´ liegt. Die Ekliptik schneidet sich mit dem Himmelsäquator am Punkt Frühling ♈ (21. März) und Herbst Ω (23. September) Tagundnachtgleiche. Die Punkte der Ekliptik, 90 von den Äquinoktien entfernt, sind die Punkte der Sommer- (22. Juni) und Wintersonnenwende (22. Dezember). Die äquatorialen Koordinaten des Zentrums der Sonnenscheibe ändern sich im Laufe des Jahres kontinuierlich von 0h bis 24h (Rektaszension) - ekliptischer Längengrad ϒm, gezählt vom Frühlingsäquinoktium bis zum Breitenkreis. Und von 23 26´ bis -23 26´ (Deklination) - Breite der Ekliptik, gemessen von 0 bis +90 zum Nordpol und 0 bis -90 zum Südpol. Die Tierkreiskonstellationen sind die Konstellationen, die auf der Linie der Ekliptik liegen. Es befindet sich auf der Ekliptiklinie von 13 Konstellationen: Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze, Steinbock, Wassermann, Fische und Ophiuchus. Aber das Sternbild Ophiuchus wird nicht erwähnt, obwohl die Sonne die meiste Zeit der Sternbilder Schütze und Skorpion darin steht. Dies geschieht aus Bequemlichkeit. Wenn die Sonne in Höhen von 0 bis -6 unter dem Horizont steht, dauert die bürgerliche Dämmerung und von -6 bis -18 die astronomische Dämmerung.

2 Messzeit

Die Zeitmessung basiert auf Beobachtungen der täglichen Rotation der Kuppel und der jährlichen Bewegung der Sonne, d.h. Rotation der Erde um ihre eigene Achse und auf die Umdrehung der Erde um die Sonne.

Die Länge der grundlegenden Zeiteinheit, Tag genannt, hängt von einem ausgewählten Punkt am Himmel ab. In der Astronomie werden solche Punkte genommen:

Die Frühlings-Tagundnachtgleiche ♈ ( Sternzeit);

Das Zentrum der sichtbaren Sonnenscheibe ( wahre Sonne, wahre Sonnenzeit);

- meine Sonne - ein fiktiver Punkt, dessen Position am Himmel für jeden Zeitpunkt theoretisch berechnet werden kann ( mittlere Sonnenzeit)

Das tropische Jahr wird verwendet, um lange Zeiträume zu messen, basierend auf der Bewegung der Erde um die Sonne.

tropisches Jahr- das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Mittelpunkts des wahren Mittelpunkts der Sonne durch das Frühlingsäquinoktium. Es enthält 365,2422 mittlere Sonnentage.

Aufgrund der langsamen Bewegung des Punktes Frühlings-Tagundnachtgleiche zur Sonne, verursacht Präzession, relativ zu den Sternen, steht die Sonne nach einem Zeitintervall von 20 Minuten am gleichen Punkt am Himmel. 24 Sek. länger als das tropische Jahr. Es wird genannt Sternenjahr und enthält 365,2564 mittlere Sonnentage.

3 Sternzeit

Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Höhepunkten des Frühlingsäquinoktiums auf demselben geographischen Meridian wird genannt siderische Tage.

Die Sternzeit wird durch den Stundenwinkel des Frühlingsäquinoktiums gemessen: S=t ♈ , und ist gleich der Summe aus der Rektaszension und dem Stundenwinkel eines beliebigen Sterns: S = α + t.

Die Sternzeit ist zu jedem Zeitpunkt gleich der Rektaszension einer beliebigen Leuchte plus ihrem Stundenwinkel.

Zum Zeitpunkt der oberen Kulmination der Sonne ist ihr Stundenwinkel t=0, und S = α.

4 Wahre Sonnenzeit

Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Höhepunkten der Sonne (dem Zentrum der Sonnenscheibe) auf demselben geographischen Meridian wird als bezeichnet Ich bin wahre sonnige Tage.

Der Beginn eines wahren Sonnentages auf einem bestimmten Meridian wird als der Moment der unteren Kulmination der Sonne ( wahre Mitternacht).

Die Zeit vom unteren Höhepunkt der Sonne bis zu jeder anderen Position, ausgedrückt in Bruchteilen eines wahren Sonnentages, wird genannt wahre Sonnenzeit Tʘ

Wahre Sonnenzeit ausgedrückt als Stundenwinkel der Sonne, erhöht um 12 Stunden: Т ʘ = t ʘ + 12 h

5 Mittlere Sonnenzeit

Damit der Tag eine konstante Dauer hat und gleichzeitig mit der Bewegung der Sonne in Verbindung gebracht wird, werden in der Astronomie die Konzepte von zwei fiktiven Punkten eingeführt:

Mittlere Ekliptik und mittlere äquatoriale Sonne.

Die mittlere Ekliptiksonne (vgl. Eklipse S.) bewegt sich gleichmäßig mit mittlerer Geschwindigkeit entlang der Ekliptik.

Die mittlere äquatoriale Sonne bewegt sich entlang des Äquators mit einer konstanten Geschwindigkeit der mittleren ekliptischen Sonne und passiert gleichzeitig das Frühlingsäquinoktium.

Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Höhepunkten der mittleren äquatorialen Sonne auf demselben geographischen Meridian wird genannt durchschnittlicher Sonnentag.

Die Zeit, die vom unteren Höhepunkt der mittleren äquatorialen Sonne bis zu einer anderen ihrer Positionen vergeht, ausgedrückt in Bruchteilen eines mittleren Sonnentages, wird genannt mittlere SonnenzeitTm.

mittlere Sonnenzeit Tm auf einem bestimmten Meridian ist zu jedem Zeitpunkt numerisch gleich dem Stundenwinkel der Sonne: Tm= t m+ 12h

Die durchschnittliche Zeit weicht um den Wert von der wahren ab Gleichungen der Zeit: Tm= Tʘ +n .

6 Universal-, Standard- und Standardzeit

Welt:

Die lokale mittlere Sonnenzeit des Greenwich-Meridians wird genannt Weltzeit oder Weltzeit T 0 .

Die lokale mittlere Sonnenzeit eines beliebigen Punktes auf der Erde wird bestimmt durch: Tm= T 0+λh

Normalzeit:

Die Zeit wird auf 24 geografischen Hauptmeridianen gemessen, die sich auf genau 15 Längengraden (oder 1 Stunde) ungefähr in der Mitte jeder Zeitzone befinden. Der Hauptnullmeridian wird als Greenwich betrachtet. Die Standardzeit ist die Weltzeit plus die Zeitzonennummer: T P \u003d T 0+n

Mutterschaft:

In Russland wurde im praktischen Leben bis März 2011 die Mutterschaftszeit verwendet:

T D \u003d T P+ 1 Std.

Die Dekretzeit der zweiten Zeitzone, in der sich Moskau befindet, heißt Moskauer Zeit. In der Sommerzeit (April-Oktober) wurden die Uhrzeiger eine Stunde vorgestellt, und im Winter kehrten sie vor einer Stunde zurück.

7 Brechung

Die scheinbare Position der Leuchten über dem Horizont weicht von der durch die Formeln berechneten ab. Strahlen von einem Himmelsobjekt passieren, bevor sie in das Auge des Beobachters eintreten, die Erdatmosphäre und werden darin gebrochen. Und da die Dichte zur Erdoberfläche hin zunimmt, weicht der Lichtstrahl entlang einer gekrümmten Linie immer mehr in die gleiche Richtung ab, so dass sich die Richtung OM 1, entlang der der Beobachter den Stern sieht, als abgelenkt erweist dem Zenit und fällt nicht mit der Richtung OM 2 zusammen, in der er die Leuchte ohne Atmosphäre sehen würde.

Das Phänomen der Brechung von Lichtstrahlen beim Durchgang durch die Erdatmosphäre wird als astronomisch bezeichnet Brechung. Winkel M 1 OM 2 heißt Brechungswinkel oder Brechung ρ.

Der Winkel ZOM 1 wird als scheinbarer Zenitabstand des Sterns z' bezeichnet, und der Winkel ZOM 2 wird als wahrer Zenitabstand z bezeichnet: z - z' = ρ, d. h. die wahre Entfernung der Leuchte ist um einen Wert größer als die sichtbare ρ.

Auf der Horizontlinie Brechung ist im Durchschnitt gleich 35'.

Aufgrund der Brechung werden Veränderungen in der Form der Scheiben von Sonne und Mond beobachtet, wenn sie auf- oder untergehen.