powtórne przyjście Jezusa. Roczna droga słońca Średni czas słoneczny

Ruch słońca wśród gwiazd

(lekcja - wykład)

Ta lekcja jest dla studentówXIzajęcia z podręcznikaG.Ya. Myakisheva, B.B. Bukhovtseva „Fizyka. Klasa 11 "(klasy profilu)

Cel edukacyjny lekcji: badać ruch słońca względem odległych gwiazd.

Cele edukacyjne lekcji:

określić główne rodzaje ruchu Słońca na niebie i skorelować je z takimi zjawiskami jak zmiana długości dnia i nocy, zmiana pór roku, obecność stref klimatycznych;

Kształtowanie umiejętności uczniów do znajdowania i określania głównych płaszczyzn, linii, punktów sfery niebieskiej związanych z ruchem Słońca;

Kształtowanie umiejętności uczniów do określania poziomych współrzędnych Słońca;

Uwagi ogólne

Informacje na wykładzie podane są w zwięzły sposób, więc krótka fraza może wymagać dłuższego zastanowienia. Rozwój potrzeby refleksji, a co za tym idzie zrozumienia przez uczniów treści danego tematu, jest skorelowany z wykonywaniem zadań:

Praktyczne wskazówki dotyczące pracy z informacjami:

po otrzymaniu nowych informacji przemyśl je i jasno sformułuj odpowiedź na pytanie: „O co chodzi i dlaczego ci to powiedziano?”;

nabierz nawyku zadawania sobie pytania „dlaczego?” i samodzielnie znaleźć odpowiedzi na swojej drodze, myśląc, rozmawiając z towarzyszami, nauczycielem;

sprawdzając formułę, rozwiązując zadanie itp., wykonuj działania matematyczne stopniowo, zapisując wszystkie obliczenia pośrednie;

Główne pytania wykładu

Ruch ciał niebieskich.

Ruch słońca wśród gwiazd.

Ekliptyka. Układ współrzędnych ekliptyki.

Ekliptyka- duży krąg sfery niebieskiej, wzdłuż którego zachodzi pozorny roczny ruch Słońca. Kierunek tego ruchu (około 1 dziennie) jest przeciwny do kierunku dziennego obrotu Ziemi. Słowo „ekliptyka” pochodzi od greckiego słowa „eclipsis” – zaćmienie.

Oś obrotu Ziemi ma stały kąt nachylenia do płaszczyzny obrotu Ziemi wokół Słońca, równy około 66 ° 34 "(patrz ryc. 1). W rezultacie kąt ε między płaszczyzną ekliptyki a płaszczyzną równika niebieskiego wynosi 23°26”.

Rysunek 1. Ekliptyka i równik niebieski

Na podstawie rysunku 1 uzupełnij luki w poniższych definicjach.

Oś ekliptyki (PP") - ………………

………………………………………….. .

Północny biegun ekliptyki (P) - ……………………………………………. .

Południowy biegun ekliptyki (P") - ………………………………………………………………………….. .

Ekliptyka przechodzi przez 13 gwiazdozbiorów. Ophiuchus nie należy do konstelacji zodiaku.

Punkty równonocy wiosennej (γ) i jesiennej (Ω). są punktami przecięcia ekliptyki i równika niebieskiego. Równonoc wiosenna znajduje się w gwiazdozbiorze Ryb (do niedawna w gwiazdozbiorze Barana). Data równonocy wiosennej to 20 (21) marca. Punkt równonocy jesiennej znajduje się w gwiazdozbiorze Panny (do niedawna w gwiazdozbiorze Wagi). Data równonocy jesiennej to 22 (23) września.

Przesilenie letnie i przesilenie zimowe znajduje się pod kątem 90° od równonocy. Przesilenie letnie przypada na półkuli północnej i przypada na 22 czerwca. Przesilenie zimowe przypada na półkuli południowej i przypada na 22 grudnia.

Układ współrzędnych ekliptyki.

Rysunek 2. Ekliptyczny układ współrzędnych

Płaszczyzna ekliptyki jest wybrana jako główna płaszczyzna układu współrzędnych ekliptyki (rys. 2). Współrzędne ekliptyki to:

Szerokość i długość geograficzna gwiazdy nie zmieniają się w wyniku codziennego ruchu sfery niebieskiej. Układ współrzędnych ekliptyki jest używany głównie do badania ruchu planet. Jest to wygodne, ponieważ planety poruszają się względem gwiazd mniej więcej w płaszczyźnie ekliptyki. Ze względu na małość β wzory zawierające cos β i sin β można uprościć.

Stosunek stopni, godzin i minut jest następujący: 360 =24, 15=1, 1=4.

Ruch ciał niebieskich

Codzienny ruch luminarzy. dziennie ścieżki świateł na sferze niebieskiej to okręgi, których płaszczyzny są równoległe do równika niebieskiego. Kręgi te nazywane są równoleżnikami niebieskimi. Codzienny ruch luminarzy jest konsekwencją obrotu Ziemi wokół własnej osi. Widoczność luminarzy zależy od ich współrzędnych niebieskich, pozycji obserwatora na powierzchni Ziemi (patrz ryc. 3).

Rycina 3. Dobowe drogi luminarzy względem horyzontu dla obserwatora znajdującego się: a - w średnich szerokościach geograficznych; b - na równiku; c - na biegunie Ziemi.

1. Sformułuj twierdzenie o wysokości bieguna świata.

2. Opisz, jak możesz wyjaśnić właściwości dziennego ruchu luminarzy, spowodowanego obrotem Ziemi wokół własnej osi na różnych szerokościach geograficznych?

Jak zmienia się dzienny ruch jego światła: a) wysokość; b) rektascensja; c) deklinacja?

Czy wysokość, rektascensja i deklinacja głównych punktów sfery niebieskiej zmieniają się w ciągu dnia: Z, Z ׳ , P, P ׳ , N, S, E, W?

3. Ruch Słońca wśród gwiazd.

punkt kulminacyjny- zjawisko przekraczania południka niebieskiego przez luminarz. W górnej kulminacji luminarz ma największą wysokość. Azymut luminarza w górnej kulminacji jest równy ……. A na dole - najmniejszy. Azymut gwiazdy w dolnej kulminacji wynosi ...... Moment górnej kulminacji środka Słońca nazywa się prawdziwe południe, i dno - prawdziwa północ.

W wysokość oprawy ( h) lub odległość zenitalna ( z) w momencie kulminacji zależy od deklinacji gwiazdy ( δ) i szerokość geograficzna miejsca obserwacji ( φ )

Rysunek 4. Rzut sfery niebieskiej na płaszczyznę południka niebieskiego

W tabeli 3 przedstawiono wzory na określenie wysokości oprawy w kulminacji górnej i dolnej. Rodzaj wyrażenia na wysokość oprawy w punkcie kulminacyjnym określa się na podstawie rysunku 4.

Tabela 3

Wysokość oprawy w punkcie kulminacyjnym

Deklinacja Słońca

Wysokość oprawy w górnej kulminacji

Wysokość oprawy w dolnym punkcie kulminacyjnym

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˚

Istnieją trzy kategorie opraw oświetleniowych dla miejsc na ziemi, dla których 0<φ <90˚:

Jeżeli deklinacja gwiazdy δ< -(90˚- φ ), то оно будет невосходящим. Если склонение светила δ >(90˚- φ ), będzie nie zastygać.

Warunki widoczności Słońca i zmiany pór roku zależą od pozycji obserwatora na powierzchni Ziemi oraz od położenia Ziemi na orbicie.

Roczny ruch Słońca- zjawisko ruchu Słońca względem gwiazd w kierunku przeciwnym do dziennego obrotu sfery niebieskiej. Zjawisko to jest konsekwencją ruchu Ziemi wokół Słońca po eliptycznej orbicie w kierunku obrotu Ziemi wokół własnej osi, tj. przeciwnie do ruchu wskazówek zegara, patrząc od bieguna północnego w kierunku południowym (patrz rys. 5).

Rysunek 5. Nachylenie osi obrotu Ziemi i pory roku

Ryc. 6. Schemat położenia Ziemi podczas przesilenia letniego i zimowego

Podczas rocznego ruchu Słońca zachodzą następujące zjawiska: zmiana wysokości południa, położenie punktów wschodu i zachodu słońca, długość dnia i nocy, pojawienie się rozgwieżdżonego nieba o tej samej godzinie po zachodzie słońca.

Obrót Ziemi wokół Słońca, a także fakt, że oś dziennego obrotu Ziemi jest zawsze równoległa do siebie w dowolnym punkcie orbity Ziemi, to główne przyczyny zmiany pór roku. Czynniki te determinują różne nachylenie promieni słonecznych względem powierzchni Ziemi oraz różny stopień oświetlenia półkuli, na którą pada (patrz ryc. 5, 6). Im wyżej Słońce znajduje się nad horyzontem, tym silniejsza jest jego zdolność do ogrzewania powierzchni ziemi. Z kolei zmiana odległości Ziemi od Słońca w ciągu roku nie wpływa na zmianę pór roku: Ziemia, poruszając się po eliptycznej orbicie, znajduje się w najbliższym punkcie w styczniu, a najbardziej oddalonym w lipcu.

Korzystając z materiału wykładowego, uzupełnij tabelę 4.

Tabela 4

Codzienny ruch Słońca w różnych porach roku na średnich szerokościach geograficznych

położenie na ekliptyce

deklinacja

wysokość południowa

Minimalna wysokość

punkt wschodu słońca

Punkt wejścia

Długość dnia

20(21) .03

22.06

22(23).09

22.12

Znaki astronomiczne stref termicznych:

Zmiana wyglądu rozgwieżdżonego nieba. Każdej kolejnej nocy, w porównaniu z poprzednią, pojawiają się przed nami gwiazdy lekko przesunięte na zachód. Od wieczora do wieczora ta sama gwiazda wschodzi 4 minuty wcześniej. Rok później widok rozgwieżdżonego nieba się powtarza.

Jeśli pewna gwiazda znajdzie się w zenicie 1 września o godzinie 21:00, to o której godzinie będzie w zenicie 1 marca? Czy możesz ją zobaczyć? Uzasadnij odpowiedź.

precesja - stożkowy obrót osi Ziemi z okresem 26 000 lat pod wpływem sił grawitacyjnych ze Słońca i Księżyca. Precesyjny ruch Ziemi powoduje, że bieguny północne i południowe świata zataczają kręgi na niebie: oś świata opisuje stożek wokół osi ekliptyki, o promieniu około 23˚26”, pozostając cały czas nachylona do płaszczyzny ruchu Ziemi pod kątem około 66˚34” zgodnie z ruchem wskazówek zegara dla obserwatora z półkuli północnej (ryc. 7).

Precesja zmienia położenie biegunów niebieskich. 2700 lat temu gwiazda α Draconis znajdowała się w pobliżu bieguna północnego świata, nazywana przez chińskich astronomów Gwiazdą Królewską. Obecnie Gwiazda Polarna to α Ursa Minor. Do roku 10 000 biegun północny świata zbliży się do gwiazdy Deneb (α Cygnus). W 13600 Vega (α Lyrae) stanie się gwiazdą polarną.

Rysunek 7. Ruch precesyjny osi Ziemi

W wyniku precesji punkty równonocy wiosennej i jesiennej, przesilenia letniego i zimowego powoli przesuwają się przez konstelacje zodiaku. 5000 lat temu równonoc wiosenna znajdowała się w gwiazdozbiorze Byka, następnie przeniosła się do gwiazdozbioru Barana, a obecnie znajduje się w gwiazdozbiorze Ryb (patrz ryc. 8). To przesunięcie jest
= 50", 2 rocznie.

Rycina 8. Precesja i nutacja na sferze niebieskiej

Przyciąganie planet jest zbyt małe, aby spowodować zmiany położenia osi obrotu Ziemi, ale oddziałuje na ruch Ziemi wokół Słońca, zmieniając położenie w przestrzeni płaszczyzny orbity Ziemi, tj. płaszczyzna ekliptyki: okresowo zmienia się nachylenie ekliptyki do równika, które obecnie zmniejsza się o 0,47 rocznie.2 * cos ε ), po drugie, krzywe opisane przez bieguny świata nie domykają się (ryc. 9) .

Rysunek 9. Ruch precesyjny północnego bieguna niebieskiego. Kropki w środku pokazują pozycje bieguna niebieskiego

Nutacja osi ziemi małe różne fluktuacje osi obrotu Ziemi wokół jej średniego położenia. Oscylacje nutacyjne powstają, ponieważ siły precesyjne Słońca i Księżyca nieustannie zmieniają swoją wielkość i kierunek; są równe zeru, gdy Słońce i Księżyc znajdują się w płaszczyźnie równika Ziemi i osiągają maksimum w największej odległości od tych świateł.

W wyniku precesji i nutacji osi Ziemi, bieguny niebieskie faktycznie opisują złożone linie faliste na niebie (patrz ryc. 8).

Należy zauważyć, że efekty precesji i nutacji są generowane przez siły zewnętrzne, które zmieniają orientację osi obrotu Ziemi w przestrzeni. Ciało Ziemi pozostaje w tym przypadku, że tak powiem, nieruchome względem zmieniającej się osi. Dlatego flaga ustawiona dzisiaj na biegunie północnym będzie oznaczać również biegun północny za 13 000 lat, a szerokość geograficzna a punktu pozostanie równa 90 °. Ponieważ ani precesja, ani nutacja nie prowadzą do zmian szerokości geograficznej na Ziemi, zjawiska te również nie powodują zmian klimatycznych. Jednak nadal powodują przesunięcie pór roku w stosunku do jakiegoś idealnego kalendarza.

Co możesz powiedzieć o zmianach długości i szerokości ekliptyki, rektascensji i deklinacji wszystkich gwiazd w wyniku ruchu precesyjnego osi Ziemi?

Zadania do samodzielnej pracy domowej

Wymień główne płaszczyzny, linie i punkty sfery niebieskiej.

Gdzie wznoszą się i zachodzą ciała niebieskie dla obserwatora znajdującego się na północnej (południowej) półkuli Ziemi?

Jak zbudowane są astronomiczne układy współrzędnych?

Jak nazywa się wysokość i azymut Słońca?

Jak nazywają się współrzędne równikowe i ekliptyczne?

W jaki sposób rektascensja i kąt godzinny są ze sobą powiązane?

Jaki jest związek pomiędzy deklinacją a wysokością luminarza w momencie kulminacji górnej?

Co to jest precesja i nutacja?

Dlaczego gwiazdy zawsze wschodzą i zachodzą w tych samych punktach na horyzoncie, podczas gdy Słońce i Księżyc nie?

W jaki sposób pozorny ruch Słońca po sferze niebieskiej jest powiązany z ruchem Ziemi wokół Słońca?

Co to jest ekliptyka?

Jakie punkty nazywamy równonocami i dlaczego?

Co to jest przesilenie?

Pod jakim kątem nachylona jest ekliptyka do horyzontu i dlaczego kąt ten zmienia się w ciągu dnia?

Jak ekliptyka może pokrywać się z horyzontem?

Narysuj długopisem na okręgu przedstawiającym model sfery niebieskiej punkty, w których znajduje się Słońce:

Zaznacz położenie ekliptyki za pomocą zaznaczonych punktów. Wskaż na ekliptyce (w przybliżeniu) pozycję Słońca w dniu 21 kwietnia, 23 października oraz w dniu Twoich urodzin. Znajdź punkty wymienione w poprzednich akapitach na modelu sfery niebieskiej.

Literatura

Lewitan, EP Metody nauczania astronomii w szkole średniej / E.P. Lewitan. - M.: Oświecenie, 1965. - 227 s.

Małachow AA Fizyka i astronomia (podejście oparte na kompetencjach): metoda podręcznikowa. zasiłek / AA Małachow; Shadr. państwo ped. w-t. - Szadrinsk: Szadr. Dom prasy, 2010. - 163 s.

Mayorov, V.F. Skąd wiedzieć, że ziemia się obraca? / VF Mayorov // Fizyka. - 2010. - Nr 2. - S. 45-47.

Myakishev GYa, Bukhovtsev BB, Sotsky NN Fizyka: Proc. Na 10 komórek. instytucje edukacyjne. – M.: Oświecenie, 2010.

Pinsky AA, Razumowski VG, Bugaev A.I. itp. Fizyka i astronomia: Podręcznik dla klasy 9. ogólne wykształcenie Instytucje / wyd. AA Pinsky, V.G. Razumowski.- M.: Oświecenie, 2001. - S. 202-212

Ranzini, D. Cosmos / D. Ranzini; Za. z włoskiego. N. Lebiediewa. - M .: Wydawnictwo LLC Astrel, 2004. - 320 s.

Każdego dnia, wznosząc się z horyzontu po wschodniej stronie nieba, Słońce przechodzi przez niebo i ponownie chowa się na zachodzie. Dla mieszkańców półkuli północnej ruch ten odbywa się od lewej do prawej, dla południowców od prawej do lewej. W południe Słońce osiąga największą wysokość lub, jak mówią astronomowie, kulminację. Południe to kulminacja górna, a także kulminacja dolna - o północy. Na naszych średnich szerokościach geograficznych dolna kulminacja Słońca nie jest widoczna, ponieważ występuje pod horyzontem. Ale za kołem podbiegunowym, gdzie Słońce czasem latem nie zachodzi, można obserwować zarówno górne, jak i dolne kulminacje.

Na biegunie geograficznym dzienna droga Słońca jest prawie równoległa do horyzontu. Pojawiające się w dniu równonocy wiosennej Słońce wschodzi coraz wyżej przez ćwierć roku, zakreślając kręgi nad horyzontem. W dniu przesilenia letniego osiąga maksymalną wysokość (23,5?). Przez następny kwartał roku, przed równonocą jesienną, Słońce zachodzi. To dzień polarny. Potem noc polarna trwa pół roku. Na średnich szerokościach geograficznych widoczna dzienna droga Słońca skraca się lub zwiększa w ciągu roku. Najniższa jest w przesilenie zimowe, a najwyższa w przesilenie letnie. W dniach równonocy

Słońce znajduje się na równiku niebieskim. Jednocześnie wschodzi w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim.

W okresie od równonocy wiosennej do przesilenia letniego miejsce wschodu słońca przesuwa się nieznacznie z punktu wschodu w lewo, na północ. A miejsce wejścia oddala się od punktu zachodniego w prawo, choć także na północ. W dniu przesilenia letniego Słońce pojawia się na północnym wschodzie, aw południe osiąga kulminację na najwyższej wysokości w roku. Słońce zachodzi na północnym zachodzie.

Następnie miejsca wschodu i zachodu słońca przesuwają się z powrotem na południe. Podczas przesilenia zimowego Słońce wschodzi na południowym wschodzie, przecina południk niebieski w najniższym punkcie i zachodzi na południowym zachodzie. Należy pamiętać, że ze względu na refrakcję (czyli załamanie promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej) pozorna wysokość luminarza jest zawsze większa niż rzeczywista.

Dlatego wschód słońca następuje wcześniej, a zachód słońca później, niż miałoby to miejsce w przypadku braku atmosfery.

Tak więc dzienna droga Słońca jest małym kręgiem sfery niebieskiej, równoległym do równika niebieskiego. Jednocześnie w ciągu roku Słońce porusza się względem równika niebieskiego albo na północ, albo na południe. Dzienne i nocne części jego podróży nie są takie same. Są równe tylko w dniach równonocy, kiedy Słońce znajduje się na równiku niebieskim.

Wyrażenie „droga Słońca wśród gwiazd” wyda się komuś dziwne. Nie widać gwiazd w ciągu dnia. Dlatego niełatwo zauważyć, że Słońce jest wolne o około 1? dziennie, porusza się wśród gwiazd od prawej do lewej. Ale możesz zobaczyć, jak zmienia się wygląd rozgwieżdżonego nieba w ciągu roku. Wszystko to jest konsekwencją obrotu Ziemi wokół Słońca.

Ścieżka widocznego rocznego ruchu Słońca na tle gwiazd nazywana jest ekliptyką (od greckiego „zaćmienie” - „zaćmienie”), a okres obrotu wzdłuż ekliptyki nazywany jest rokiem gwiezdnym. Odpowiada 265 dniom 6 godzinom 9 minutom 10 sekundom, czyli 365,2564 średnim dniom słonecznym.

Ekliptyka i 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 przechodzi z południowej półkuli nieba W drugim, 23 września, kiedy przechodzą z półkuli północnej W najdalszym punkcie ekliptyki na północ Słońce jest 22 czerwca (przesilenie letnie), a na południu - 22 grudnia (zimą przesilenie). W roku przestępnym daty te są przesunięte o jeden dzień.

Z czterech punktów na ekliptyce głównym punktem jest równonoc wiosenna. To od niej liczona jest jedna ze współrzędnych niebieskich - rektascensja. Służy również do liczenia czasu gwiazdowego i roku tropikalnego - odstępu czasowego między dwoma kolejnymi przejściami środka Słońca przez równonoc wiosenną. Rok tropikalny określa zmianę pór roku na naszej planecie.

Ponieważ równonoc wiosenna powoli porusza się wśród gwiazd z powodu precesji osi Ziemi, czas trwania roku tropikalnego jest krótszy niż czas trwania roku gwiezdnego. Jest to 365,2422 dni słonecznych. Około 2 tysiące lat temu, kiedy Hipparch sporządził swój katalog gwiazd (pierwszy, który dotarł do nas w całości), równonoc wiosenna przypadała na konstelację Barana. W naszych czasach przesunął się prawie 30 stopni do konstelacji Ryb, a punkt równonocy jesiennej przesunął się z konstelacji Wagi do konstelacji Panny. Ale zgodnie z tradycją punkty równonocy są wskazywane przez dawne znaki dawnych konstelacji „równonocnych” - Barana i Wagi. To samo stało się z punktami przesilenia: lato w gwiazdozbiorze Byka jest oznaczone znakiem Raka, a zima w gwiazdozbiorze Strzelca znakiem Koziorożca.

I wreszcie ostatnia rzecz związana jest z pozornym rocznym ruchem Słońca. Połowa ekliptyki od równonocy wiosennej do jesieni (od 21 marca do 23 września) Słońce mija w ciągu 186 dni. Druga połowa, od równonocy jesiennej do równonocy wiosennej, trwa 179 dni (180 w roku przestępnym). Ale przecież połówki ekliptyki są równe: każda ma 180?. Dlatego Słońce porusza się po ekliptyce nierównomiernie. Tę nierówność tłumaczy się zmianą prędkości ruchu Ziemi na eliptycznej orbicie wokół Słońca. Nierównomierny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do różnych długości pór roku. Na przykład dla mieszkańców półkuli północnej wiosna i lato są o sześć dni dłuższe niż jesień i zima. Ziemia w dniach 2-4 czerwca znajduje się od Słońca o 5 milionów kilometrów dalej niż 2-3 stycznia i porusza się po swojej orbicie wolniej zgodnie z drugim prawem Keplera. Latem ziemia otrzymuje od

Słońce jest mniej ciepłe, ale lato na półkuli północnej jest dłuższe niż zima. Dlatego półkula północna jest cieplejsza niż półkula południowa.

Ruch rzeczywisty Ziemi - Pozorny roczny ruch Słońca na sferze niebieskiej - Równik niebieski i płaszczyzna ekliptyki - Współrzędne równikowe Słońca w ciągu roku

Prawdziwy ruch ziemi

Aby zrozumieć zasadę pozornego ruchu Słońca i innych ciał niebieskich, najpierw rozważymy prawdziwy ruch ziemi. Ziemia jest jedną z planet. Nieustannie obraca się wokół własnej osi.

Jej okres obrotu wynosi jeden dzień, dlatego obserwatorowi znajdującemu się na Ziemi wydaje się, że wszystkie ciała niebieskie krążą wokół Ziemi ze wschodu na zachód w tym samym okresie.

Ale Ziemia nie tylko obraca się wokół własnej osi, ale także krąży wokół Słońca po eliptycznej orbicie. Wykonuje jeden obrót wokół Słońca w ciągu jednego roku. Oś obrotu Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity pod kątem 66°33′. Położenie osi w przestrzeni podczas ruchu Ziemi wokół Słońca pozostaje prawie niezmienione przez cały czas. Dlatego półkule północna i południowa są na przemian zwrócone w stronę Słońca, w wyniku czego zmieniają się pory roku na Ziemi.

Obserwując niebo można zauważyć, że gwiazdy przez wiele lat niezmiennie zachowują swoją względną pozycję.

Gwiazdy są „stałe” tylko dlatego, że są bardzo daleko od nas. Odległość do nich jest tak duża, że z każdego punktu orbity Ziemi są one jednakowo widoczne.

Ale ciała Układu Słonecznego - Słońce, Księżyc i planety, które znajdują się stosunkowo blisko Ziemi, i łatwo możemy zauważyć zmianę ich położenia. W ten sposób Słońce wraz ze wszystkimi luminarzami uczestniczy w codziennym ruchu i jednocześnie ma swój własny widzialny ruch (nazywa się to roczny ruch) z powodu ruchu Ziemi wokół Słońca.

Pozorny roczny ruch Słońca po sferze niebieskiej

Najprostszy roczny ruch Słońca można wyjaśnić na poniższym rysunku. Z tego rysunku widać, że w zależności od położenia Ziemi na orbicie, obserwator z Ziemi zobaczy Słońce na tle innego . Będzie mu się wydawało, że nieustannie porusza się po sferze niebieskiej. Ruch ten jest odzwierciedleniem obrotu Ziemi wokół Słońca. Za rok Słońce dokona całkowitej rewolucji.

Nazywa się duże koło na sferze niebieskiej, wzdłuż którego odbywa się pozorny roczny ruch Słońca ekliptyka. Ekliptyka to greckie słowo i oznacza zaćmienie. Ten krąg został tak nazwany, ponieważ zaćmienia Słońca i Księżyca występują tylko wtedy, gdy oba luminarze znajdują się na tym kole.

Należy zauważyć że płaszczyzna ekliptyki pokrywa się z płaszczyzną orbity Ziemi.

Pozorny roczny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki odbywa się w tym samym kierunku, w którym Ziemia porusza się po orbicie wokół Słońca, czyli porusza się na wschód. W ciągu roku Słońce kolejno przechodzi przez 12 gwiazdozbiorów ekliptyki, które tworzą pas i nazywane są zodiakalnymi.

Pas Zodiaku tworzą następujące konstelacje: Ryby, Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec i Wodnik. Ze względu na to, że płaszczyzna równika ziemskiego jest nachylona do płaszczyzny orbity Ziemi o 23°27', płaszczyzna równika niebieskiego również nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem e=23°27′.

Nachylenie ekliptyki do równika nie pozostaje stałe (ze względu na wpływ sił przyciągania Słońca i Księżyca na Ziemię), dlatego w 1896 r., Przy zatwierdzaniu stałych astronomicznych, postanowiono wziąć pod uwagę nachylenie ekliptyki do równika wynosi średnio 23° 27'8" 26.

Równik niebieski i płaszczyzna ekliptyki

Ekliptyka przecina równik niebieski w dwóch punktach tzw punkty równonocy wiosennej i jesiennej. Punkt równonocy wiosennej jest zwykle oznaczony znakiem konstelacji Barana T, a punkt równonocy jesiennej - znakiem konstelacji Wagi -. Słońce w tych punktach jest odpowiednio 21 marca i 23 września. W dzisiejszych czasach na Ziemi dzień jest równy nocy, Słońce dokładnie wschodzi w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim.

Punkty równonocy wiosennej i jesiennej to punkty przecięcia równika i płaszczyzny ekliptyki

Punkty na ekliptyce, które znajdują się pod kątem 90° od równonocy, nazywane są punktami punkty przesilenia. Punkt E na ekliptyce, w którym Słońce znajduje się w najwyższym położeniu względem równika niebieskiego, nazywa się punkt przesilenia letniego, a punkt E', w którym zajmuje najniższą pozycję, nazywa się punkt przesilenia zimowego.

W punkcie przesilenia letniego Słońce występuje 22 czerwca, a w punkcie przesilenia zimowego - 22 grudnia. Przez kilka dni w pobliżu dat przesilenia południowa wysokość Słońca pozostaje prawie niezmieniona, w związku z czym punkty te mają swoją nazwę. Kiedy Słońce jest w czasie przesilenia letniego, dzień na półkuli północnej jest najdłuższy, a noc najkrótsza, aw czasie przesilenia zimowego sytuacja jest odwrotna.

W dniu przesilenia letniego punkty wschodu i zachodu słońca znajdują się jak najdalej na północ od punktów wschodniego i zachodniego na horyzoncie, aw dniu przesilenia zimowego są najbardziej oddalone na południe.

Ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do ciągłej zmiany jego współrzędnych równikowych, dobowej zmiany wysokości południa oraz przemieszczania się punktów wschodu i zachodu Słońca wzdłuż horyzontu.

Wiadomo, że deklinację Słońca mierzy się od płaszczyzny równika niebieskiego, a rektascensję od punktu równonocy wiosennej. Dlatego, gdy Słońce znajduje się w równonocy wiosennej, jego deklinacja i rektascensja wynoszą zero. W ciągu roku deklinacja Słońca w obecnym okresie waha się od +23°26′ do -23°26′, przechodząc przez zero dwa razy w roku i rektascensję od 0 do 360°.

Równikowe współrzędne Słońca w ciągu roku

Współrzędne równikowe Słońca w ciągu roku zmieniają się nierównomiernie. Dzieje się tak z powodu nierównomiernego ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki i ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki oraz nachylenia ekliptyki do równika. Słońce pokonuje połowę swojej pozornej rocznej ścieżki w 186 dni od 21 marca do 23 września, a drugą połowę w 179 dni od 23 września do 21 marca.

Nierównomierny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki wynika z faktu, że Ziemia podczas całego okresu obrotu wokół Słońca nie porusza się po orbicie z tą samą prędkością. Słońce znajduje się w jednym z ognisk eliptycznej orbity Ziemi.

Z Drugie prawo Keplera Wiadomo, że linia łącząca Słońce i planetę obejmuje równe obszary w równych okresach czasu. Zgodnie z tym prawem, Ziemia znajdująca się najbliżej Słońca, tj peryhelium, porusza się szybciej, a będąc najdalej od Słońca, tj aphelium- wolniej.

Zimą Ziemia jest bliżej Słońca, a latem dalej. Dlatego w zimowe dni porusza się po orbicie szybciej niż w letnie dni. W rezultacie dobowa zmiana rektascensji Słońca w dniu przesilenia zimowego wynosi 1°07', podczas gdy w dniu przesilenia letniego tylko 1°02'.

Różnica prędkości ruchu Ziemi w każdym punkcie orbity powoduje nierównomierną zmianę nie tylko rektascensji, ale i deklinacji Słońca. Jednak ze względu na nachylenie ekliptyki do równika jej zmiana ma inny charakter. Deklinacja Słońca zmienia się najszybciej w pobliżu równonocy, a podczas przesilenia prawie się nie zmienia.

Znajomość natury zmiany współrzędnych równikowych Słońca pozwala na przybliżone obliczenie rektascensji i deklinacji Słońca.

Aby wykonać takie obliczenie, weź najbliższą datę o znanych współrzędnych równikowych Słońca. Następnie bierze się pod uwagę, że rektascensja Słońca na dzień zmienia się średnio o 1 °, a deklinacja Słońca w ciągu miesiąca przed i po przejściu równonocy zmienia się o 0,4 ° na dzień; w miesiącu przed i po przesileniu - o 0,1 ° dziennie, aw miesiącach pośrednich między wskazanymi - o 0,3 °.

Dzień jest jedną z podstawowych jednostek miary czasu. Obrót Ziemi i pozorny ruch gwiaździstego nieba.

Główna wielkość do pomiaru czasu jest związana z okresem pełnego obrotu kuli ziemskiej wokół własnej osi.

Do niedawna uważano, że obrót Ziemi jest całkowicie równomierny. Jednak obecnie w tej rotacji stwierdzono pewne nieprawidłowości, ale są one na tyle małe, że nie mają znaczenia dla konstrukcji kalendarza.

Będąc na powierzchni Ziemi i uczestnicząc razem z nią w jej ruchu obrotowym, nie odczuwamy tego.

Oceniamy obrót globu wokół własnej osi tylko na podstawie tych widzialnych zjawisk, które są z nim związane. Konsekwencją dziennego obrotu Ziemi jest np. pozorny ruch firmamentu ze wszystkimi znajdującymi się na nim światłami: gwiazdami, planetami, Słońcem, Księżycem itp.

W dzisiejszych czasach, aby określić czas trwania jednego obrotu globu ziemskiego, można użyć - specjalnego teleskopu - instrumentu tranzytowego, którego oś optyczna tuby obraca się ściśle w jednej płaszczyźnie - płaszczyźnie południka danego miejsca, przechodząc przez punkty na południu i północy. Przecięcie południka przez gwiazdę nazywa się szczytem górnym. Odstęp czasowy między dwoma kolejnymi górnymi punktami kulminacyjnymi gwiazdy nazywany jest dniem gwiezdnym.

Bardziej precyzyjna definicja dnia gwiezdnego jest następująca: jest to odstęp czasu między dwoma kolejnymi górnymi kulminacjami równonocy wiosennej. Są jedną z podstawowych jednostek pomiaru czasu, ponieważ ich czas trwania pozostaje niezmienny. Dzień gwiazdowy dzieli się na 24 godziny gwiazdowe, każda godzina na 60 minut gwiazdowych, a każda minuta na 60 sekund gwiazdowych.

Godziny, minuty i sekundy gwiazdowe liczone są na zegarach gwiazdowych, które są dostępne w każdym obserwatorium astronomicznym i zawsze pokazują czas gwiazdowy. Używanie takich zegarków w życiu codziennym jest niewygodne, ponieważ ten sam szczyt w ciągu roku przypada na różne pory słonecznego dnia. Życie natury, a wraz z nią całe życie ludzi, związane jest nie z ruchem gwiazd, ale ze zmianą dnia i nocy, to znaczy z codziennym ruchem Słońca. Dlatego w życiu codziennym nie używamy czasu gwiezdnego, ale czasu słonecznego. Pojęcie czasu słonecznego jest znacznie bardziej skomplikowane niż pojęcie czasu gwiezdnego. Przede wszystkim musimy jasno wyobrazić sobie pozorny ruch Słońca.

Pozorny roczny ruch Słońca. Ekliptyka.

Obserwując rozgwieżdżone niebo od nocy do nocy, można zauważyć, że z każdą kolejną północą kulminuje coraz więcej gwiazd. Wyjaśnia to fakt, że z powodu rocznego ruchu globu na orbicie następuje ruch Słońca wśród gwiazd. Odbywa się w tym samym kierunku, w którym obraca się Ziemia, czyli z zachodu na wschód.

Ścieżka pozornego ruchu Słońca wśród gwiazd nazywana jest ekliptyką. . Jest to duże koło na sferze niebieskiej, którego płaszczyzna jest nachylona do płaszczyzny równika niebieskiego pod kątem 23°27” i przecina się z równikiem niebieskim w dwóch punktach. Są to punkty wiosenne i jesienne równonocy.W pierwszym z nich Słońce jest około 21 marca, kiedy przechodzi z południowej półkuli niebieskiej na północną.Drugi punkt to około 23 września, kiedy przechodzi z półkuli północnej na południową.Gwiazdozbiory zodiaku. Poruszając się po ekliptyce, Słońce kolejno porusza się w ciągu roku wśród kolejnych 12 konstelacji położonych wzdłuż ekliptyki i tworzących pas zodiak .

Pozorny ruch Słońca przez konstelacje zodiaku: Ryby, Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec i Wodnik. (Ściśle mówiąc, Słońce przechodzi również przez 13. konstelację - Ophiuchus. Jeszcze bardziej poprawne byłoby rozważenie tej konstelacji zodiaku niż takiej konstelacji jak Skorpion, w której Słońce jest mniej niż długi czas niż w każdym z inne konstelacje.) Te konstelacje, zwane zodiakiem, otrzymały swoją wspólną nazwę od greckiego słowa „zoon” - zwierzę, ponieważ wiele z nich nosiło nazwy zwierząt w czasach starożytnych. W każdym z konstelacji zodiaku Słońce jest średnio około miesiąca. Dlatego nawet w starożytności każdy miesiąc odpowiadał określonemu znakowi zodiaku. Na przykład marzec został oznaczony znakiem Barana, ponieważ równonoc wiosenna znajdowała się w tej konstelacji około dwóch tysięcy lat temu, a zatem Słońce przeszło przez tę konstelację w marcu. Kiedy Ziemia porusza się po swojej orbicie i przechodzi z pozycji III (marzec) do pozycji IV (kwiecień), Słońce przesunie się z gwiazdozbioru Barana do gwiazdozbioru Byka, a gdy Ziemia znajdzie się w pozycji V (maj), Słońce przesunie się przejść z konstelacji Byka do konstelacji Bliźniąt itp.

Ruch bieguna północnego świata wśród gwiazd za 26 000 lat.

Jednak równonoc wiosenna nie pozostaje niezmieniona w sferze niebieskiej. Jego ruch, odkryty w II wieku. pne mi. grecki naukowiec Hipparch, został nazwany precesją, tj. precesją równonocy. Jest to spowodowane następującym powodem. Ziemia nie jest kulą, ale sferoidą spłaszczoną na biegunach. Siły przyciągania ze Słońca i Księżyca działają inaczej na różne części kulistej Ziemi. Siły te powodują, że podczas jednoczesnego obrotu Ziemi i jej ruchu wokół Słońca oś obrotu Ziemi opisuje stożek w pobliżu prostopadłej do płaszczyzny orbity. W rezultacie bieguny niebieskie poruszają się wśród gwiazd po małym okręgu wyśrodkowanym na biegunie ekliptyki, znajdującym się w odległości około 231/2° od niego. Z powodu precesji równonoc wiosenna przesuwa się wzdłuż ekliptyki na zachód, czyli w kierunku widocznego ruchu Słońca, o 50″3 rocznie. W związku z tym zatoczy pełne koło za około 26 000 lat. Z tego samego powodu, biegun północny świata, znajdujący się w naszych czasach w pobliżu Gwiazdy Północnej, 4000 lat temu znajdował się w pobliżu Smoka, a za 12 000 lat będzie w pobliżu Vegi (Liry).

Słoneczny dzień i czas słoneczny.

Prawdziwie słoneczny dzień. Jeśli za pomocą instrumentu tranzytowego obserwujemy nie gwiazdy, ale Słońce i codziennie zaznaczamy czas przejścia środka tarczy słonecznej przez południk, czyli moment jej górnej kulminacji, to możemy znaleźć że odstęp czasu między dwiema górnymi kulminacjami środka tarczy słonecznej, który nazywa się prawdziwymi dniami słonecznymi, zawsze okazuje się być dłuższy niż dzień gwiezdny średnio o 3 minuty. 56 sekund, czyli około 4 minut. Wynika to z faktu, że Ziemia, krążąc wokół Słońca, wykonuje pełny obrót wokół niego w ciągu roku, czyli mniej więcej w 365 i ćwierć dnia. Odzwierciedlając ten ruch Ziemi, Słońce w ciągu jednego dnia porusza się o około 1/365 swojej rocznej ścieżki, czyli o jeden stopień, co odpowiada czterem minutom czasu. Jednak w przeciwieństwie do dnia gwiezdnego, prawdziwy dzień słoneczny okresowo zmienia swój czas trwania.

Wynika to z dwóch powodów: po pierwsze nachylenia płaszczyzny ekliptyki do płaszczyzny równika niebieskiego, a po drugie eliptycznego kształtu orbity Ziemi. Kiedy Ziemia znajduje się w części elipsy najbliższej Słońcu, porusza się szybciej; za pół roku Ziemia znajdzie się w przeciwnej części elipsy i wolniej będzie poruszać się po orbicie. Nierównomierny ruch Ziemi na jej orbicie powoduje nierówny pozorny ruch Słońca w sferze niebieskiej: w różnych porach roku Słońce porusza się z różną prędkością. Dlatego długość prawdziwego dnia słonecznego stale się zmienia. Na przykład 23 grudnia, kiedy prawdziwy dzień jest najdłuższy, mają one 51 sekund. dłużej niż 16 września, kiedy są najkrótsze. Średni dzień słoneczny. Ze względu na niejednorodność rzeczywistych dni słonecznych niewygodne jest używanie ich jako jednostki do pomiaru czasu. Około trzysta lat temu paryscy zegarmistrzowie dobrze o tym wiedzieli, pisząc na herbie swojego cechu: „Słońce pokazuje zwodniczo czas”.

Wszystkie nasze zegary - naręczny, ścienny, kieszonkowy i inne - są przestawiane nie zgodnie z ruchem prawdziwego Słońca, ale zgodnie z ruchem wyimaginowanego punktu, który w ciągu roku wykonuje pełny obrót wokół Ziemi w tym samym czasie, co Słońca, ale jednocześnie porusza się wzdłuż równika niebieskiego i doskonale równomiernie. Ten punkt nazywa się środkowym słońcem. Moment przejścia przeciętnego słońca przez południk nazywany jest przeciętnym południem, a przedział czasowy między dwoma kolejnymi średnimi południami – przeciętnym dniem słonecznym. Ich czas trwania jest zawsze taki sam. Są one podzielone na 24 godziny, każda godzina średniego czasu słonecznego jest z kolei podzielona na 60 minut, a każda minuta na 60 sekund średniego czasu słonecznego. To właśnie przeciętny dzień słoneczny, a nie gwiezdny, jest jedną z głównych jednostek miary czasu, na której opiera się współczesny kalendarz. Różnica między średnim czasem słonecznym a czasem rzeczywistym w tym samym momencie nazywana jest równaniem czasu.

Astronomiczne podstawy kalendarza.

Wiemy, że każdy kalendarz opiera się na zjawiskach astronomicznych: zmianie dnia i nocy, zmianie faz księżyca i zmianie pór roku. Zjawiska te zapewniają trzy podstawowe jednostki czasu leżące u podstaw każdego systemu kalendarzowego, a mianowicie dzień słoneczny, miesiąc księżycowy i rok słoneczny. Przyjmując średni dzień słoneczny jako stałą wartość, ustalamy długość miesiąca księżycowego i roku słonecznego. W całej historii astronomii czas trwania tych jednostek czasu był nieustannie udoskonalany.

miesiąc synodalny.

Podstawą kalendarzy księżycowych jest miesiąc synodyczny – odstęp czasowy między dwiema kolejnymi identycznymi fazami księżyca. Początkowo, jak już wiadomo, ustalono na 30 dni. Później stwierdzono, że miesiąc księżycowy ma 29,5 dnia. Obecnie przyjmuje się, że średni czas trwania miesiąca synodycznego wynosi 29,530588 dni słonecznych, czyli 29 dni 12 godzin 44 minut i 2,8 sekundy średniego czasu słonecznego.

rok tropikalny.

Wyjątkowe znaczenie miało stopniowe udoskonalanie czasu trwania roku słonecznego. W pierwszych systemach kalendarzowych rok liczył 360 dni. Starożytni Egipcjanie i Chińczycy około pięć tysięcy lat temu określili długość roku słonecznego na 365 dni, a kilka wieków przed naszą erą zarówno w Egipcie, jak i Chinach długość roku ustalono na 365,25 dnia. Współczesny kalendarz oparty jest na roku zwrotnikowym – odstępie czasowym między dwoma kolejnymi przejściami środka Słońca przez równonoc wiosenną.

Tacy wybitni naukowcy jak P. Laplace (1749-1827) w 1802 r., F. Bessel (1784-1846) w 1828 r., P. Hansen (1795-1874) w 1853 r. Zajęli się określeniem dokładnej wartości roku zwrotnikowego. , W Le Verrier (1811-1877) w 1858 i kilku innych.

Aby określić długość roku zwrotnikowego, S. Newcomb zaproponował ogólny wzór: T == 365,24219879 - 0,0000000614 (t - 1900), gdzie t jest liczbą porządkową roku.

W październiku 1960 roku w Paryżu odbyła się XI Ogólna Konferencja Miar i Wag, na której przyjęto ujednolicony międzynarodowy układ jednostek SI oraz nową definicję sekundy jako podstawowej jednostki czasu, zalecaną przez IX Kongres Międzynarodowa Unia Astronomiczna (Dublin, 1955) została zatwierdzona. Zgodnie z przyjętą decyzją sekunda efemerydy jest zdefiniowana jako 1/31556925,9747 część roku tropikalnego na początek 1900 roku. Stąd łatwo wyznaczyć wartość roku tropikalnego: T ==- 365 dni 5 godzin. 48 min. 45,9747 sek. lub T = 365,242199 dni.

Do celów kalendarzowych tak wysoka dokładność nie jest wymagana. Dlatego zaokrąglając do piątego miejsca po przecinku, otrzymujemy T == 365,24220 dni. To zaokrąglenie roku tropikalnego daje błąd jednego dnia na 100 000 lat. Dlatego też przyjęta przez nas wartość może być podstawą wszelkich kalkulacji kalendarzowych. Tak więc ani miesiąc synodyczny, ani rok zwrotnikowy nie zawierają całkowitej liczby średnich dni słonecznych, a co za tym idzie, wszystkie te trzy wielkości są niewspółmierne. Oznacza to, że niemożliwe jest po prostu wyrażenie jednej z tych wielkości w kategoriach drugiej, tj. Niemożliwe jest wybranie pewnej całkowitej liczby lat słonecznych, która zawierałaby całkowitą liczbę miesięcy księżycowych i całkowitą liczbę średnich dni słonecznych. To wyjaśnia całą złożoność problemu kalendarza i całe zamieszanie, jakie panowało przez wiele tysiącleci w kwestii obliczania dużych okresów czasu.

Trzy rodzaje kalendarzy.

Chęć przynajmniej w pewnym stopniu skoordynowania między sobą dnia, miesiąca i roku doprowadziła do tego, że w różnych epokach powstały trzy rodzaje kalendarzy: słoneczny, oparty na ruchu Słońca, w którym starali się koordynować dzień i rok; księżycowy (oparty na ruchu księżyca), którego celem była koordynacja dnia i miesiąca księżycowego; wreszcie księżycowo-słoneczny, w którym starano się zharmonizować wszystkie trzy jednostki czasu.

Obecnie prawie wszystkie kraje świata używają kalendarza słonecznego. Kalendarz księżycowy odgrywał dużą rolę w starożytnych religiach. Przetrwał do dziś w niektórych wschodnich krajach wyznających religię muzułmańską. Miesiące mają w nim 29 i 30 dni, a liczba dni zmienia się tak, że pierwszy dzień każdego następnego miesiąca pokrywa się z pojawieniem się „nowego miesiąca” na niebie. Lata kalendarza księżycowego zawierają na przemian 354 i 355 dni.

Tak więc rok księżycowy jest o 10-12 dni krótszy niż rok słoneczny. Kalendarz księżycowo-słoneczny jest używany w religii żydowskiej do obliczania świąt religijnych, a także w państwie Izrael. Charakteryzuje się szczególną złożonością. Rok w nim zawiera 12 miesięcy księżycowych, składających się z 29 lub 30 dni, ale aby uwzględnić ruch Słońca, okresowo wprowadza się „lata przestępne”, zawierające dodatkowy, trzynasty miesiąc. Lata proste, tj. 12-miesięczne, składają się z 353, 354 lub 355 dni, a lata przestępne, tj. 13-miesięczne, mają 383, 384 lub 385 dni. Powoduje to, że pierwszy dzień każdego miesiąca pokrywa się prawie dokładnie z nowiem.

1 Roczny ruch Słońca i układ współrzędnych ekliptyki

Słońce, wraz z dziennym obrotem, powoli porusza się po sferze niebieskiej w przeciwnym kierunku po dużym okręgu w ciągu roku, zwanym ekliptyką. Ekliptyka jest nachylona do równika niebieskiego pod kątem Ƹ, którego wartość jest obecnie bliska 23 26´. Ekliptyka przecina się z równikiem niebieskim w punkcie wiosny ♈ (21 marca) i jesieni Ω (23 września) równonocy. Punkty ekliptyki, 90 stopni od równonocy, to punkty przesilenia letniego (22 czerwca) i zimowego (22 grudnia). Współrzędne równikowe środka tarczy słonecznej zmieniają się w sposób ciągły w ciągu roku od 0h do 24h (rektascensja) - długość ekliptyki ϒm, liczona od równonocy wiosennej do okręgu szerokości geograficznej. A od 23 26´ do -23 26´ (deklinacja) - szerokość ekliptyki, mierzona od 0 do +90 do bieguna północnego i od 0 do -90 do bieguna południowego. Gwiazdozbiory zodiaku to konstelacje leżące na linii ekliptyki. Znajduje się na linii ekliptyki 13 gwiazdozbiorów: Barana, Byka, Bliźniąt, Raka, Lwa, Panny, Wagi, Skorpiona, Strzelca, Koziorożca, Wodnika, Ryb i Wężownika. Ale konstelacja Ophiuchus nie jest wymieniona, chociaż Słońce jest w niej przez większość czasu konstelacji Strzelca i Skorpiona. Odbywa się to dla wygody. Gdy Słońce znajduje się pod horyzontem na wysokościach od 0 do -6 - trwa zmierzch cywilny, a od -6 do -18 - zmierzch astronomiczny.

2 Pomiar czasu

Pomiar czasu opiera się na obserwacjach dziennego obrotu kopuły oraz rocznego ruchu Słońca, tj. obrót Ziemi wokół własnej osi i obrót Ziemi wokół Słońca.

Długość podstawowej jednostki czasu, zwanej dniem, zależy od wybranego punktu na niebie. W astronomii przyjmuje się takie punkty:

Równonoc wiosenna ♈ ( czas gwiazdowy);

Środek widzialnego dysku Słońca ( prawdziwe słońce, prawdziwy czas słoneczny);

- oznacza słońce - fikcyjny punkt, którego położenie na niebie można teoretycznie obliczyć w dowolnym momencie ( średni czas słoneczny)

Rok zwrotnikowy służy do pomiaru długich okresów czasu w oparciu o ruch Ziemi wokół Słońca.

rok tropikalny- odstęp czasu między dwoma kolejnymi przejściami środka prawdziwego środka Słońca przez równonoc wiosenną. Zawiera 365,2422 średnich dni słonecznych.

Ze względu na powolny ruch kropki Równonoc wiosenna ku słońcu, spowodowane precesja, względem gwiazd, Słońce znajduje się w tym samym punkcie na niebie po upływie 20 minut. 24 sek. dłużej niż rok tropikalny. Nazywa się to rok gwiazd i zawiera 365,2564 średnich dni słonecznych.

3 czas gwiezdny

Odstęp czasu między dwoma kolejnymi kulminacjami równonocy wiosennej na tym samym południku geograficznym nazywa się gwiezdne dni.

Czas gwiezdny jest mierzony kątem godzinnym równonocy wiosennej: S=t ♈ i jest równy sumie rektascensji i kąta godzinnego dowolnej gwiazdy: S = α + t.

Czas gwiezdny w dowolnym momencie jest równy rektascensji dowolnego źródła światła plus jego kąt godzinowy.

W momencie górnej kulminacji Słońca jego kąt godzinny t=0, a S = α.

4 Prawdziwy czas słoneczny

Nazywa się odstęp czasu między dwoma kolejnymi kulminacjami Słońca (środek tarczy słonecznej) na tym samym południku geograficznym Jestem prawdziwymi słonecznymi dniami.

Za początek doby słonecznej na danym południku przyjmuje się moment dolnej kulminacji Słońca ( prawdziwa północ).

Czas od dolnej kulminacji Słońca do dowolnej innej pozycji, wyrażony w ułamkach rzeczywistej doby słonecznej, nazywa się prawdziwy czas słoneczny Tʘ

Prawdziwy czas słoneczny wyrażony w postaci kąta godzinnego Słońca, powiększonego o 12 godzin: Т ʘ = t ʘ + 12 h

5 Średni czas słoneczny

Aby dzień miał stały czas trwania i jednocześnie kojarzył się z ruchem Słońca, w astronomii wprowadza się pojęcia dwóch fikcyjnych punktów:

Średnia ekliptyka i średnie słońce równikowe.

Średnia ekliptyka Słońca (por. Zaćmienie S.) porusza się ruchem jednostajnym wzdłuż ekliptyki ze średnią prędkością.

Średnie równikowe Słońce porusza się wzdłuż równika ze stałą prędkością średniej ekliptyki Słońca i jednocześnie mija równonoc wiosenną.

Odstęp czasu między dwoma kolejnymi kulminacjami średniego równikowego Słońca na tym samym południku geograficznym nazywa się średni dzień słoneczny.

Czas, jaki upłynął od dolnej kulminacji średniego Słońca równikowego do dowolnej innej jego pozycji, wyrażony w ułamkach średniej doby słonecznej, nazywa się średni czas słonecznyTm.

średni czas słoneczny Tm na danym południku w dowolnym momencie jest liczbowo równa kątowi godzinnemu Słońca: Tm= t m+ 12 godz

Średni czas różni się od rzeczywistego wartością równania czasu: Tm= Tʘ +n .

6 Czas uniwersalny, standardowy i standardowy

Świat:

Nazywa się lokalny średni czas słoneczny południka Greenwich uniwersalny lub uniwersalny czas T 0 .

Lokalny średni czas słoneczny dowolnego punktu na Ziemi jest określany przez: Tm= T 0+λ godz

czas standardowy:

Czas mierzony jest na 24 głównych południkach geograficznych, oddalonych od siebie o dokładnie 15 (lub 1 godzinę) długości geograficznej mniej więcej pośrodku każdej strefy czasowej. Główny południk zerowy jest uważany za Greenwich. Czas standardowy to czas uniwersalny plus numer strefy czasowej: T P. \u003d T. 0+n

Macierzyństwo:

W Rosji, w życiu praktycznym, do marca 2011 r. Czas macierzyński był używany:

T D \u003d T P+ 1 godz.

Czas dekretu drugiej strefy czasowej, w której znajduje się Moskwa, nazywa się czasem moskiewskim. W okresie letnim (kwiecień-październik) wskazówki zegara przesunięto o godzinę do przodu, a zimą wróciły godzinę temu.

7 Refrakcja

Pozorne położenie luminarzy nad horyzontem różni się od wyliczonego ze wzorów. Promienie z ciała niebieskiego, zanim wpadną do oka obserwatora, przechodzą przez atmosferę ziemską i ulegają w niej załamaniu. A ponieważ gęstość wzrasta w kierunku powierzchni Ziemi, wiązka światła odchyla się coraz bardziej w tym samym kierunku wzdłuż zakrzywionej linii, tak że kierunek OM 1, wzdłuż którego obserwator widzi gwiazdę, okazuje się odchylony w kierunku zenitu i nie pokrywa się z kierunkiem OM 2, z którego widziałby luminarz przy braku atmosfery.

Zjawisko załamania promieni świetlnych podczas przechodzenia przez ziemską atmosferę nazywa się astronomicznym refrakcja. Nazywa się kąt M 1 OM 2 kąt załamania lub refrakcja ρ.

Kąt ZOM 1 nazywany jest pozorną odległością zenitalną gwiazdy zʹ, a kąt ZOM 2 — rzeczywistą odległością zenitalną z: z - zʹ = ρ, tj. rzeczywista odległość oprawy jest o pewną wartość większa od widocznej ρ.

Na linii horyzontu refrakcja jest średnio równy 35'.

Z powodu refrakcji obserwuje się zmiany kształtu dysków Słońca i Księżyca, gdy wschodzą lub zachodzą.