При своем суточном движении светила дважды пересекают небесный меридиан - над точками юга и севера. Момент пересечения небесного меридиана называется кульминацией светила. В момент верхней кульминации над точкой юга светило достигает наибольшей высоты над горизонтом. Как известно, высота полюса мира над горизонтом (угол РОN): hp = ф. Тогда угол между горизонтом (NS) и небесным экватором (QQ1) будет равен 180° - ф - 90° = 90° - ф. Угол MOS, который выражает высоту светила М в кульминации, представляет собою сумму двух углов: Q1OS и MOQ1. Величину первого из них мы только что определили, а второй является не чем иным, как склонением светила М, равным 8. Таким образом, мы получаем следующую формулу, связывающую высоту светила в кульминации с его склонением и географической широтой места наблюдения:
h = 90° - ф + 5.
Зная склонение светила и определив из наблюдений его высоту в кульминации, можно узнать географическую широту места наблюдения. Продолжим наше воображаемое путешествие и отправимся из средних широт к экватору, географическая широта которого 0°. Как следует из только что выведенной формулы, здесь ось мира располагается в плоскости горизонта, а небесный экватор проходит через зенит. На экваторе в течение суток все светила побывают над горизонтом.
Еще в глубокой древности, наблюдая за Солнцем, люди обнаружили, что его полуденная высота в течение года меняется, как меняется и вид звездного неба: в полночь над южной частью горизонта в различное время года видны звезды разных созвездий - те, которые видны летом, не видны зимой, и наоборот. На основе этих наблюдений был сделан вывод о том, что Солнце перемещается по небу, переходя из одного созвездия в другое, и завершает полный оборот в течение года. Круг небесной сферы, по которому происходит видимое годичное движение Солнца, назвали эклиптикой. Созвездия, по которым проходит эклиптика, получили название зодиакальных (от греческого слова «зоон» - животное). Каждое зодиакальное созвездие Солнце пересекает примерно за месяц. В XX в. к их числу добавилось еще одно - Змееносец.
Перемещение Солнца на фоне звезд - явление кажущееся. Происходит оно вследствие годичного обращения Земли вокруг Солнца. Поэтому эклиптика представляет собой тот круг небесной сферы, по которому она пересекается с плоскостью земной орбиты. За сутки Земля проходит примерно 1/365 часть своей орбиты. Вследствие этого Солнце перемещается на небе примерно на 1° за каждые сутки. Промежуток времени, в течение которого оно обходит полный круг по небесной сфере, назвали годом. Из курса географии вам известно, что ось вращения Земли наклонена к плоскости ее орбиты под углом 66°30". Следовательно, земной экватор имеет по отношению к плоскости орбиты наклон, равный 23°30". Таков наклон эклиптики к небесному экватору, который она пересекает в двух точках: весеннего и осеннего равноденствий.
В эти дни (обычно - 21 марта и 23 сентября) Солнце находится на небесном экваторе и имеет склонение 0°. Оба полушария Земли освещаются Солнцем одинаково: граница дня и ночи проходит точно через полюса, и день равен ночи во всех пунктах Земли. В день летнего солнцестояния (22 июня) Земля повернута к Солнцу своим Северным полушарием. Здесь стоит лето, на Северном полюсе - полярный день, а на остальной территории полушария дни длиннее ночи. В день летнего солнцестояния Солнце поднимается над плоскостью земного (и небесного) экватора на 23°30". В день зимнего солнцестояния (22 декабря), когда Северное полушарие освещается хуже всего, Солнце находится ниже небесного экватора на такой же угол 23°30". В зависимости от положения Солнца на эклиптике меняется его высота над горизонтом в полдень - момент верхней кульминации. Измерив полуденную высоту Солнца и зная его склонение в этот день, можно вычислить географическую широту места наблюдения. Этот способ издавна использовался для определения местоположения наблюдателя на суше и на море.
Небесная сфера – это воображаемая сфера произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения (рис. 1). Плоскость, проведённая через центр небесной сферы перпендикулярно к отвесной по отношению к поверхности земли линии, образует на пересечении с небесной сферой большой круг, называемый математическим или истинным горизонтом.
Отвесная линия пересекается с небесной сферой в двух диаметрально противоположных точках – зенита Z и надира Z’. Зенит находится точно над головой наблюдателя, надир скрыт земной поверхностью.
Суточное вращение небесной сферы является отражением вращения Земли и происходит тоже вокруг земной оси, но в обратном направлении, то есть с востока на запад. Ось вращения небесной сферы, совпадающей с осью вращения Земли, называется осью мира.
Северный полюс мира Р направлен на Полярную звезду (0°51 от Полярной звезды). Южный полюс мира Р’ находится над горизонтом южного земного полушария и из северного полушария не виден.
Рис.1. Пересечение небесного экватора и небесного меридиана с истинным горизонтом
Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира, называется небесным экватором, который совпадает с плоскостью земного экватора. Небесный экватор делит небесную сферу на два полушария – северное и южное. Небесный экватор пересекается с истинным горизонтом в двух точках, которые называются точками востока Е и запада W. В точке востока небесный экватор поднимается над истинным горизонтом, а в точке запада опускается за него.
Большой круг небесной сферы, проходящий через полюс мира (РР’), зенит и надир (ZZ’), называется небесным меридианом, который отражается на земной поверхности в виде земного (географического) меридиана. Небесный меридиан делит небесную сферу на восточную и западную и пересекается с истинным горизонтом в двух диаметрально противоположных точках – точке юга (S) и точке севера (N).
Прямая линия, проходящая через точки юга и севера и являющаяся линией пересечения плоскости истинного горизонта с плоскостью небесного меридиана, называется полуденной линией.
Большой полукруг, проходящий через полюсы Земли и какую-либо точку на её поверхности, называется меридианом данной точки. Меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию, главную обсерваторию Великобритании, называется нулевым или начальным меридианом. Нулевой меридиан и меридиан, отстоящий от нулевого на 180°, делят поверхность Земли на два полушария – восточное и западное.
Большой круг небесной сферы, плоскость которого совпадает с плоскостью земной орбиты вокруг Солнца, называется плоскостью эклиптики. Линия пересечения небесной сферы с плоскостью эклиптики называется линией эклиптики или просто эклиптикой (рис. 3.2). Эклиптика – слово греческое и в переводе означает затмение. Данный круг назвали так, потому что затмения Солнца и Луны происходят тогда, когда оба светила находятся вблизи плоскости эклиптики. Для земного наблюдателя вдоль эклиптики происходит видимое годовое движение Солнца. Линия, перпендикулярная плоскости эклиптики и проходящая через центр небесной сферы, образует в точках пересечения с ней Северный (П) и Южный (П’) полюсы эклиптики.
Линия пересечения плоскости эклиптики с плоскостью небесного экватора пересекает поверхность земной сферы в двух диаметрально противоположных точках, называемых точками весеннего и осеннегоравноденствия. Точку весеннего равноденствия принято обозначать (Овен), точку осеннего равноденствия – (Весы). Солнце в этих точках бывает соответственно 21 марта и 23 сентября. В эти дни на Земле день равен ночи. Точки эклиптики, отстоящие от точек равноденствия на 90°, называются точками солнцестояний (22 июля – летнее, 23 декабря – зимнее).
Плоскость небесного экватора наклонена к плоскости эклиптики на угол – 23°27′. Наклон эклиптики к экватору не остаётся постоянным. В 1896 году при утверждении астрономических постоянных было решено наклон эклиптики считать равным 23° 27′ 8,26».
Вследствие воздействия на Землю сил притяжения Солнца и Луны он постепенно изменяется в пределах от 22°59′ до 24°36′.
Рис. 2. Плоскость эклиптики и её пересечение с плоскостью небесного экватора
Системы небесных координат
Для определения местонахождения небесного тела используют ту или иную систему небесных координат. В зависимости оттого, какой из кругов небесной сферы выбирается для построения координатной сетки, эти системы называются эклиптической системой координатили экваториальной. Для определения координат на земной поверхности используют географическую систему координат. Рассмотрим все указанные системы.
Эклиптическая система координат.
Эклиптическая система координат наиболее часто используется астрологами. Эта система заложена во всех старинных атласах звёздного неба. Эклиптическая система строится на плоскости эклиптики. Положение небесного тела в этой системе определяется двумя сферическими координатами – эклиптической долготой (или просто долготой) и эклиптической широтой.
Эклиптическая долгота L отсчитывается от плоскости, проходящей через полюса эклиптики и точку весеннего равноденствия в направлении годичного движения Солнца, т.е. по ходу знаков Зодиака (рис. 3.3). Долгота измеряется от 0° до 360°.
Эклиптическая широта В – угловое расстояние от эклиптики в сторону полюсов. Значение В положительно в сторону северного полюса эклиптики, отрицательно – в сторону южного. Измеряется от +90° до –90°.
Рис.3. Эклиптическая система небесных координат.
Экваториальная система координат.
Экваториальная система координат также иногда используется астрологами. Эта система строится на небесном экваторе, совпадающем с земным экватором (рис. 4). Положение небесного тела в этой системе определяется двумя координатами – прямым восхождением и склонением.
Прямое восхождение отсчитывают от точки весеннего равноденствия 0° в сторону против суточного вращения небесной сферы. Измеряется либо в пределах от 0° до 360°, либо в единицах времени – от 0 час. до 24 час. Склонение? – это угол между небесным экватором и полюсом (аналогично широте в эклиптической системе) и измеряется от –90° до +90°.
Рис.4. Экваториальная система небесных координат
Географическая система координат.
Определяется географической долготой и географической широтой. В астрологии используется для координат места рождения.
Географическая долгота? отсчитывается от гринвичского меридиана со знаком + к востоку и – к западу от – 180° до +180° (рис. 3.5). Иногда географическую долготу измеряют в единицах времени от 0 до 24 час, отсчитывая её к востоку от Гринвича.
Географическая широта? отсчитывается вдоль меридианов в направлении географических полюсов со знаком + к северу, со знаком – к югу от экватора. Географическая широта принимает значение от – 90° до + 90°.
Рис.5. Географические координаты
Прецессия
Астрономы древности считали, что ось вращения Земли неподвижна относительно звёздной сферы, но Гипарх (160 лет до н.э.) открыл, что точка весеннего равноденствия медленно движется навстречу годичному движению Солнца, т.е. против хода зодиакальных созвездий. Это явление получило название прецессии.
Смещение составляет 50’3,1» за год. Полный круг точка весеннего равноденствия совершает за 25 729 лет, т.е. 1° проходит приблизительно за 72 года. Ориентиром на небесной сфере служит северный полюс мира. Вследствие прецессии он медленно перемещается среди звёзд вокруг полюса эклиптики по окружности сферического радиуса 23°27′. В наше время он всё ближе подходит к Полярной звезде.
Сейчас угловое расстояние между Северным полюсом мира и Полярной звездой составляет 57′. На самое близкое расстояние (28′) он подойдёт в 2000 году, а через 12 000 лет он окажется вблизи самой яркой звезды Северного полушария Веги.
Измерение времени
Вопрос измерения времени решается на протяжении всей истории развития человечества. Трудно себе представить более сложное понятие, чем время. Величайший философ древнего мира Аристотель за четыре столетия до нашей эры писал, что среди неизвестного в окружающей нас природе самым неизвестным является время, ибо никто не знает, что такое время и как им управлять.
Измерение времени основано на вращении Земли вокруг своей оси и на обращении её вокруг Солнца. Эти процессы непрерывны и имеют достаточно постоянные периоды, что позволяет использовать их в качестве естественных единиц измерения времени.
В силу того, что орбита Земли представляет собой эллипс, движение Земли происходит по ней с неравномерной скоростью, и, следовательно, скорость видимого движения Солнца по эклиптике происходит также неравномерно. Все светила за сутки в своём видимом движении дважды пересекают небесный меридиан. Пересечение небесного меридиана центром светила называется кульминацией светила (кульминация – слово латинское и в переводе означает «вершина»). Различают верхнюю и нижнюю кульминации светила. Промежуток времени между кульминациями называется полусуток. Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, а момент нижней – истинной полночью. Как верхняя, так и нижняя кульминации могут служить началом или концом промежутка времени (суток), выбранного нами в качестве единицы.
Если в качестве основной точки для определения продолжительности суток выберем центр истинного Солнца, т.е. центр того солнечного диска, который мы видим на небесной сфере, то получим единицу времени, называемую истинными солнечными сутками.
При выборе в качестве основной точки так называемого среднего экваториального Солнца, т.е. некоторой фиктивной точки, двигающейся по экватору с постоянной скоростью движения Солнца по эклиптике, получим единицу времени, называемую средними солнечными сутками.
Если в качестве основной точки при определении продолжительности суток выбрать точку весеннего равноденствия, то получим единицу времени, называемую звёздными сутками. Звёздные сутки короче солнечных на 3 мин. 56,555 сек. Местные звёздные сутки – это промежуток времени от момента верхней кульминации точки Овна на местном меридиане до данного момента времени. В определённой местности каждая звезда кульминирует всегда на одной и той же высоте над горизонтом, потому что её угловое расстояние от полюса мира и от небесного экватора не меняется. Солнце и Луна, напротив, меняют высоту, на которой они кульминируют. Промежутки между кульминациями звёзд на четыре минуты короче, чем промежутки между кульминациями Солнца. Солнце за сутки (время одного оборота небесной сферы), успевает сдвинуться относительно звёзд к востоку – в сторону, противоположную суточному вращению неба, на расстояние около 1°, так как небесная сфера делает полный оборот (360°) за 24 часа (15° – за 1 час, 1°– за 4 минуты).
Кульминации Луны ежесуточно запаздывают на целых 50 минут, так как Луна делает приблизительно один оборот навстречу вращению неба за месяц.
На звёздном небе планеты не занимают постоянного места, так же как Луна и Солнце, поэтому на карте звёздного неба, как и на картах космограмм и гороскопов, положение Солнца, Луны и планет можно указать лишь для определённого момента времени.
Поясное время. Поясным временем (Тп) какого-либо пункта называется местное среднее солнечное время основного географического меридиана того часового пояса, в котором этот пункт расположен. Для удобства определения времени поверхность Земли разделена 24 меридианами – каждый из них отстоит от соседнего ровно на 15° по долготе. Эти меридианы определяют 24 часовых пояса. Границы часовых поясов отстоят от каждого из соответствующих меридианов на 7,5° к востоку и западу. Время одного и того же пояса в каждый момент для всех его пунктов считается одинаковым. Нулевым считается гринвичский меридиан. Также была установлена линия перемены даты, т.е. условная линия, на запад от которой календарная дата для всех часовых поясов восточной долготы будет больше на один день по сравнению со странами, расположенными на часовых поясах западной долготы.
В России поясное время было введено в 1919 году. Приняв за основу международную систему часовых поясов и существовавшие тогда административные границы, на карту РСФСР были нанесены часовые пояса от II до XII включительно (см. Приложение 2, Табл. 12).
Местное время. Время в любом измерении, будь то звёздное, истинное солнечное или среднее солнечное время какого-нибудь меридиана, называется местным звёздным, местным истинным солнечным и местным средним солнечным временем. Все точки, лежащие на одном меридиане, в один и тот же момент будут иметь одинаковое время, которое называется местным временем LT (Local Time). На различных меридианах местное время различно, т.к. Земля, вращаясь вокруг своей оси, последовательно поворачивает к Солнцу разные части поверхности. Солнце восходит и день наступает не во всех местах земного шара одновременно. К востоку от Гринвичского меридиана местное время увеличивается, а к западу – уменьшается. Местное время используется астрологами для нахождения так называемых полей (домов) гороскопа.
Всемирное время. Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называется всемирным или мировым временем (UT, GMT). Местное среднее солнечное время какого-либо пункта на земной поверхности определяется географической долготой этого пункта, выраженной в часовой мере и отсчитываемой от Гринвичского меридиана. К востоку от Гринвича время считается положительным, т.е. оно больше, чем в Гринвиче, а к западу от Гринвича – отрицательным, т.е. время в местностях западнее Гринвича меньше гринвичского.
Декретное время(td) – время, введённое на всей территории Советского Союза 21 июня 1930 г. Отменено 31 марта 1991 г. Вновь введено на территории СНГ и России с 19 марта 1992 г.
Летнее время (Тл) – время, введённое в бывшем Советском Союзе с 1 апреля 1991 г.
Эфемеридное время. Неравномерность шкалы всемирного времени привела к необходимости введения новой шкалы, определяемой орбитальными движениями тел Солнечной системы и представляющей шкалу изменения независимой переменной дифференциальных уравнений ньютоновой механики, положенных в основу теории движения небесных тел. Эфемеридная секунда равна 1/31556925,9747 части тропического года (см.) начала нашего столетия (1900 г.). Знаменатель этой дроби соответствует числу секунд в тропическом году 1900. Эпоха 1900 г. выбрана в качестве нуль-пункта шкалы эфемеридного времени. Начало этого года соответствует моменту, когда Солнце имело долготу 279°42′.
Сидерический, или звёздный год. Это промежуток времени, в течение которого Солнце при своём видимом годовом движении вокруг Земли по эклиптике описывает полный оборот (360°) и возвращается в прежнее положение относительно звёзд.
Тропический год. Это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия. В силу прецессионного движения точки весеннего равноденствия навстречу движению Солнца тропический год несколько короче сидерического.
Аномалистический год. Это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Земли через перигелий.
Календарный год. Календарный год используют для счёта времени. Он содержит целое число дней. Длина календарного года выбрана с ориентацией на тропический год, поскольку правильное периодическое возвращение времён года связано именно с продолжительностью тропического года. А так как тропический год не содержит целого числа дней, пришлось при построении календаря прибегнуть к системе вставки дополнительных дней, которые компенсировали бы накопившиеся за счёт дробной части тропического года дни. В юлианском календаре, введённом Юлием Цезарем в 46 году до н.э. при содействии александрийского астронома Созигена, простые годы содержали 365 дней, високосные – 366. Таким образом, средняя продолжительность года в юлианском календаре была больше продолжительности тропического года на 0,0078 суток. В силу этого, если, например, Солнце в 325 году проходило через точку весеннего равноденствия 21 марта, то в 1582 году, когда папой Григорием ХIII была принята реформа календаря, день равноденствия пришёлся уже на 11 марта. Реформа календаря, произведённая по предложению итальянского врача и астронома Луиджи Лилио, предусматривает пропуск некоторых високосных лет. В качестве таких лет были взяты годы в начале каждого столетия, у которых число сотен не делится на 4, а именно: 1700, 1800 и 1900гг. Таким образом средняя продолжительность григорианского года стала равна 365,2425 средних солнечных суток. В ряде стран Европы переход на новый стиль был осуществлён 4 октября 1582 года, когда следующим днём считали 15 октября. В России же новый (григорианский) стиль был введён в 1918 году, когда по постановлению СНК 1 февраля 1918 года предписывалось считать 14 февраля.
Кроме календарной системы счёта дней, в астрономии большое распространение получила система непрерывного счёта дней от некоторой начальной даты. Такая система была предложена в XVI веке лейденским профессором Скалигером. Она получила название в честь отца Скалигера Юлия, поэтому называется юлианским периодом (не путать с Юлианским календарём!). За начальную точку был принят гринвичский полдень 1 января 4713 г. до н.э. по юлианскому календарю, поэтому юлианские сутки начинаются в гринвичский полдень. Каждый день по этому счёту времени имеет свой порядковый номер. В эфемеридах – астрономических таблицах – счёт юлианских дней ведётся с 1.01.1900 г. 1.01.1996 г. – 2 450 084-й юлианский день.
Планеты солнечной системы
В Солнечной системе девять больших планет. В порядке удаления от Солнца – это Меркурий, Венера, Земля (с Луной), Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон (рис. 6).
Рис.6. Орбиты планет Солнечной системы
Планеты обращаются вокруг Солнца по эллипсам почти в одной плоскости. Между Марсом и Юпитером обращаются малые планеты, так называемые астероиды, число которых приближается к 2 000. Пространство между планетами заполнено разреженным газом и космической пылью. Его пронизывают электромагнитные излучения, которые являются носителями магнитных, гравитационных и других силовых полей.
Солнце примерно в 109 раз больше Земли по диаметру и в 330 тыс. раз массивнее Земли, а масса всех планет вместе взятых составляет лишь около 0,1 процента от массы Солнца. Солнце силой своего притяжения управляет движением планет Солнечной системы. Чем ближе планета к Солнцу, тем больше её линейная и угловая скорость обращения вокруг Солнца. Период обращения планеты вокруг Солнца по отношению к звёздам называется звёздным, или сидерическим периодом (см. Приложение 2, Табл. 1,2). Период обращения Земли относительно звёзд называется звёздным годом.
До XVI века существовала так называемая геоцентрическая система мира Клавдия Птолемея. В XVI веке эта система была пересмотрена польским астрономом Николаем Коперником, который поставил Солнце в центр. Галилей, построивший первую зрительную трубу, прототип телескопа, на основе своих наблюдений подтвердил теорию Коперника.
В начале XVII века Иоганн Кеплер – математик и астролог австрийского королевского двора – установил три закона движения тел в Солнечной системе.
Первый закон Кеплера. Планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце.
Второй закон Кеплера. Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади, поэтому, чем ближе к Солнцу находится планета, тем быстрее она движется, и, наоборот, чем дальше она от Солнца, тем её движение медленнее.
Третий закон Кеплера. Квадраты времён обращения планет относятся между собой как кубы их средних расстояний от Солнца (больших полуосей их орбит). Таким образом, второй закон Кеплера количественно определяет изменение скорости движения планеты по эллипсу, а третий закон Кеплера связывает средние расстояния планет от Солнца с периодами их звёздных обращений и позволяет большие полуоси всех планетных орбит выразить в единицах большой полуоси земной орбиты.
Исходя из наблюдений движения Луны и законов Кеплера, Ньютон открыл закон всемирного тяготения. Он установил, что вид орбиты, которую описывает тело, зависит от скорости небесного тела. Таким образом, законы Кеплера, позволяющие определить орбиту планеты, являются следствием более общего закона природы – закона всемирного тяготения, который составляет основу небесной механики. Законы Кеплера соблюдаются тогда, когда рассматривается движение двух изолированных тел с учётом их взаимного притяжения, но в Солнечной системе действует не только притяжение Солнца, но и взаимное притяжение всех девяти планет. В связи с этим происходит, хотя и достаточно малое, но отклонение от движения, которое происходило бы, если строго следовать законам Кеплера. Такие отклонения называются возмущениями. Их приходится учитывать при вычислениях видимого положения планет. Мало того, именно благодаря возмущениям была открыта планета Нептун, она была вычислена, как говорится, на кончике пера.
В 40-х годах XIX века было обнаружено, что Уран, открытый В. Гершелем в конце XVIII века, едва заметно отклоняется от пути, по которому он должен следовать с учётом возмущений со стороны всех уже известных планет. Астрономы Леверье (во Франции) и Адаме(в Англии) высказали предположение, что Уран подвергается притяжению ещё какого-то неизвестного тела. Они вычислили орбиту неизвестной планеты, её массу и даже указали место на небе, где в данное время должна находиться неведомая планета. В 1846 году эта планета была найдена с помощью телескопа в указанном ими месте немецким астрономом Галле. Так был открыт Нептун.
Видимое движение планет. С точки зрения земного наблюдателя, через определённые промежутки времени планеты меняют направление своего движения, в отличие от Солнца и Луны, которые перемещаются по небосводу в одном направлении. В связи с этим различают прямое движение планеты (с запада на восток, как Солнце и Луна), и попятное, или ретроградное движение (с востока на запад). В момент перехода от одного вида движения к другому происходит кажущаяся остановка планеты. Исходя из вышесказанного, видимый путь каждой планеты на фоне звёзд это сложная линия с зигзагами и петлями. Формы и размеры описываемых петель различны для разных планет.
Есть различие и между движениями внутренних и внешних планет. К внутренним планетам относят Меркурия и Венеру, орбиты которых лежат внутри орбиты Земли. Внутренние планеты в своём движении тесно связаны с Солнцем, Меркурий удаляется от Солнца не далее, чем на 28°, Венера – на 48°. Конфигурация, при которой Меркурий или Венера проходит между Солнцем и Землёй, называется нижним соединением с Солнцем, во время верхнего соединения планета находится за Солнцем, т.е. Солнце оказывается между планетой и Землёй. К внешнимпланетам относятся планеты, орбиты которых лежат вне орбиты Земли. Внешние планеты перемещаются на фоне звёзд как бы независимо от Солнца. Они описывают петли, когда находятся в противоположной от Солнца области неба. У внешних планет бывает только верхнее соединение. В тех случаях, когда Земля находится между Солнцем и внешней планетой, происходит так называемое противостояние.
Противостояние Марса в то время, когда Земля и Марс максимально приближаются друг к другу, называется великим противостоянием. Великие противостояния повторяются через 15-17 лет.
Характеристика планет солнечной системы
Планеты Земной группы. Меркурий, Венера, Земля и Марс называются планетами типа Земля. Они по многим параметрам отличаются от планет-гигантов: меньшими размерами и массой, большей плотностью и пр.
Меркурий – самая близкая к Солнцу планета. Он находится на расстоянии в 2,5 раза ближе к Солнцу, чем Земля. Для земного наблюдателя Меркурий удаляется от Солнца не более чем на 28°. Только вблизи крайних положений планету можно увидеть в лучах вечерней или утренней зари. Для невооружённого глаза Меркурий – светлая точка, а в сильный телескоп у него вид серпика или неполного круга. Меркурий окружён атмосферой. Атмосферное давление у поверхности планеты приблизительно в 1 000 раз меньше, чем у поверхности Земли. Поверхность Меркурия тёмно-бурая и похожа на лунную, усыпанная кольцевыми горами и кратерами. Звёздные сутки, т.е. период вращения вокруг оси относительно звёзд, равны 58,6 наших суток. Солнечные сутки на Меркурии длятся два меркурианских года, то есть около 176 земных суток. Длительность дня и ночи на Меркурии приводит к резкому различию температуры между полуденными и полуночными участками. Дневное полушарие Меркурия накаляется до 380°С и выше.
Венера – ближайшая к Земле планета Солнечной системы. По размерам Венера почти такая же, как и земной шар. Поверхность планеты всегда скрыта облаками. Газовая оболочка Венеры открыта М. В. Ломоносовым в 1761 году. Атмосфера Венеры резко отличается по химическому составу от земной и совершенно непригодна для дыхания. Она состоит приблизительно на 97% из углекислого газа, азота – 2%, кислорода – не более 0,1%. Солнечные сутки составляют 117 земных суток. На ней нет смены времён года. У её поверхности температура близка к +450°С, а давление составляет около 100 атмосфер. Ось вращения Венеры почти в точности направлена к полюсу орбиты. Суточное вращение Венеры происходит не в прямом, а в обратном направлении, т.е. в направлении, противоположном движению планеты по орбите вокруг Солнца.
Марс – четвёртая планета Солнечной системы, последняя из планет земной группы. Марс почти в два раза меньше Земли. Масса примерно в 10 раз меньше массы Земли. Ускорение свободного падения на его поверхности в 2,6 раза меньше, чем на Земле. Солнечные сутки на Марсе – 24 часа и 37,4 минуты, т.е. почти как на Земле. Продолжительность светлого времени дня и полуденная высота Солнца над горизонтом изменяются на протяжении года примерно так же, как и на Земле, из-за почти одинакового у этих планет наклона плоскости экватора к плоскости орбиты (у Марса около 25°). Когда Марс находится в противостоянии, он настолько яркий, что его можно отличить от других светил по красно-оранжевому цвету. На поверхности Марса видны две полярные шапки, когда одна растёт – другая уменьшается. Он усеян кольцевыми горами. Поверхность планеты окутана дымкой, её покрывают облака. На Марсе бушуют мощные пылевые бури, иногда длящиеся месяцами. Давление атмосферы в 100 раз меньше земного. Сама атмосфера в основном состоит из углекислоты. Суточные температурные изменения достигают 80-100°С.
Планеты-гиганты. К планетам-гигантам относятся четыре планеты Солнечной системы: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.
Юпитер – самая большая планета Солнечной системы. Он в два раза массивнее, чем все остальные планеты, вместе взятые. Но масса Юпитера мала по сравнению с Солнцем. Он больше Земли по диаметру в 11 раз, а по массе – более чем в 300 раз. Юпитер удалён от Солнца на расстояние, равное 5,2 а.е. Период обращения вокруг Солнца составляет около 12 лет. Экваториальный диаметр Юпитера около 142 тыс. км. Угловая скорость суточного вращения этого гиганта в 2,5 раза больше, чем Земли. Период вращения Юпитера на экваторе равен 9 ч 50 мин.
По своему строению, химическому составу и физическим условиям у поверхности Юпитер не имеет ничего общего с Землёй и планетами земной группы. Неизвестно, какая поверхность у Юпитера – твёрдая или жидкая. В телескоп можно наблюдать светлые и тёмные полосы изменчивых облаков. Наружный слой этих облаков состоит из частичек замёрзшего аммиака. Температура надоблачных слоёв составляет около –145°С. Выше облаков атмосфера Юпитера состоит, по-видимому, из водорода и гелия. Толщина газовой оболочки Юпитера чрезвычайно велика, а средняя плотность Юпитера, наоборот, очень мала (от 1 260 до 1 400 кг/м3), что составляет всего 24% средней плотности Земли.
Юпитер имеет 14 спутников, тринадцатый открыт в 1974 году, а четырнадцатый – в 1979 году. Они движутся по эллиптическим орбитам вокруг планеты. Из них два спутника выделяются своими размерами, это Каллисто и Ганимед – крупнейший из спутников в Солнечной системе.
Сатурн – вторая по величине планета. Он расположен вдвое дальше от Солнца, чем Юпитер. Его экваториальный диаметр составляет 120 тыс. км. По массе Сатурн вдвое меньше Юпитера. В атмосфере Сатурна найдена небольшая примесь газообразного метана, как и на Юпитере. Температура на видимой стороне Сатурна близка к температуре замерзания метана (-184°С), из твёрдых частиц которого скорее всего состоит облачный слой этой планеты. Период осевого вращения составляет 10 час. 14 мин. Быстро вращаясь, Сатурн приобрёл сплюснутую форму. Плоская система колец опоясывает планету вокруг экватора, нигде не соприкасаясь с её поверхностью. В кольцах различают три зоны, разделённые узкими щелями. Внутреннее кольцо очень прозрачное, а среднее кольцо наиболее яркое. Кольца Сатурна представляют собой массу мелких спутников планеты-гиганта, расположенных в одной плоскости. Плоскость колец имеет постоянный наклон к плоскости орбиты, равный примерно 27°. Толщина колец Сатурна около 3 км, а диаметр по наружному краю – 275 тыс. км. Период обращения Сатурна вокруг Солнца 29,5 лет.
У Сатурна 15 спутников, десятый был открыт в 1966 году, последние три – в 1980 году американским автоматическим космическим аппаратом «Вояджер-1». Крупнейший из них Титан.
Уран – самая эксцентричная планета Солнечной системы. Он отличается от других планет тем, что вращается, как бы лёжа на боку: плоскость его экватора почти перпендикулярна к плоскости орбиты. Наклон оси вращения к плоскости орбиты на 8° превосходит 90°, поэтому направление вращения планеты является обратным. Спутники Урана тоже движутся в обратном направлении.
Уран был открыт английским учёным Уильямом Гершелем в 1781 году. Он расположен вдвое дальше от Солнца, чем Сатурн. В атмосфере Урана найдены водород, гелий и небольшая примесь метана. Температура в подсолнечной точке возле поверхности составляет 205-220°С. Период обращения вокруг оси на экваторе – 10 часов 49 мин. Из-за необычного расположения оси вращения Урана Солнце там поднимается высоко над горизонтом почти до зенита даже на полюсах. Полярный день и полярная ночь достигают на полюсах 42-летней продолжительности.
Нептун – обнаружил себя силой своего притяжения. Его местоположение сначала было вычислено, после чего немецкий астроном Иоганн Галле открыл его в 1846 году. Средняя удалённость от Солнца – 30 а.е. Период обращения – 164 года 280 суток. Нептун полностью покрыт облаками. Предполагается, что в атмосфере Нептуна есть водород с примесью метана, а поверхность Нептуна в основном водная. У Нептуна два спутника, самый крупный из них Тритон.
Плутон – наиболее удалённая от Солнца планета, девятая по счёту, была открыта в 1930 г. Клайдом Томбо в Лоуэлловской астрологической обсерватории (Аризона, США).
Плутон выглядит как точечный объект пятнадцатой звёздной величины, т.е. он примерно в 4 тыс. раз слабее тех звёзд, которые находятся на пределе видимости невооружённым глазом. Плутон очень медленно, всего на 1,5° в год (4,7 км/с) движется по орбите, которая имеет большой наклон (17°) к плоскости эклиптики и сильно вытянута: в перигелии она приближается к Солнцу на более короткое расстояние, чем орбита Нептуна, а в афелии отходит на 3 млрд. км дальше. При средней удалённости Плутона от Солнца (5,9 млрд. км) наше дневное светило выглядит с этой планеты не как диск, а как сияющая точка и даёт освещённость в 1 560 раз меньшую, чем на Земле. И поэтому неудивительно, что изучать Плутон очень трудно: мы о нём почти ничего не знаем.
Плутон составляет 0,18 массы Земли, а в диаметре меньше Земли в два раза. Период обращения вокруг Солнца в среднем 247,7 лет. Период осевого суточного вращения 6 суток 9 часов.
Солнце – центр Солнечной системы. Его энергия огромна. Даже та ничтожная часть, которая попадает на Землю, очень велика. Земля получает от Солнца в десятки тысяч раз больше энергии, чем все электростанции мира, если бы они работали на полную мощность.
Расстояние от Земли до Солнца в 107 раз превышает его диаметр, который в свою очередь в 109 раз больше земного и составляет около 1 392 тыс. км. Масса Солнца в 333 тыс. раз больше массы Земли, а объём – в 1 млн. 304 тыс. раз. Внутри Солнца вещество сильно сжато давлением вышележащих слоёв и раз в десять плотнее свинца, зато наружные слои Солнца в сотни раз разрежённее воздуха у поверхности Земли. Давление газа в недрах Солнца в сотни миллиардов раз больше, чем давление воздуха у поверхности Земли. Все вещества на Солнце находятся в газообразном состоянии. Почти все атомы полностью теряют свои электроны и превращаются в «голые» атомные ядра. Свободные электроны, оторвавшись от атомов, становятся составной частью газа. Такой газ называется плазмой. Частицы плазмы движутся с огромными скоростями – сотни и тысячи километров в секунду. На Солнце постоянно идут ядерные реакции, являющиеся источником неиссякаемой энергии Солнца.
Солнце состоит из тех же химических элементов, что и Земля, но водорода на Солнце несравненно больше, чем на Земле. Солнце не израсходовало и половины запасов водородного ядерного топлива. Оно будет светить многие миллиарды лет, пока в недрах Солнца весь водород не превратится в гелий.
Доходящее до нас радиоизлучение Солнца возникает в так называемой короне Солнца. Солнечная корона простирается на расстояние нескольких солнечных радиусов, она доходит до орбит Марса и Земли. Таким образом, Земля погружена в солнечную корону.
Время от времени в солнечной атмосфере появляются активные области, число которых регулярно меняется, с циклом в среднем около 11 лет.
Луна – спутник Земли, диаметром в 4 раза меньше Земли. Орбита Луны представляет собой эллипс, в одном из фокусов которого находится Земля. Среднее расстояние между центрами Луны и Земли составляет 384 400 км. Орбита Луны наклонена на 5°9′ к земной орбите. Средняя угловая скорость Луны 13°, 176 за сутки. Наклон лунного экватора к эклиптике составляет 1°32,3′. Время оборота Луны вокруг своей оси равно времени оборота её вокруг Земли, вследствие чего Луна всегда обращена к Земле одной стороной. Движение Луны неравномерно: на одних участках своего видимого пути она перемещается быстрее, на других – медленнее. В течение своего движения по орбите расстояние Луны до Земли изменяется в пределах от 356 до 406 тыс. км. Неравномерность движения по орбите связана с влиянием на Луну Земли, с одной стороны, и мощного по силе тяготения Солнца – с другой. А если учесть, что на её движение влияют Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, то понятно, почему Луна непрерывно меняет в некоторых пределах форму эллипса, по которому она обращается. Вследствие того, что Луна имеет эллиптическую форму орбиты, она либо приближается к Земле, либо отдаляется от неё. Ближайшая к Земле точка лунной орбиты называется перигеем, а наиболее удалённая – апогеем.
Лунная орбита пересекает плоскость эклиптики в двух диаметрально противоположных точках, называемых лунными узлами. Восходящий (Северный) узел пересекает плоскость эклиптики, двигаясь с юга на север, а нисходящий (Южный) узел – с севера на юг. Лунные узлы непрерывно перемещаются по эклиптике в направлении против хода зодиакальных созвездий. Период обращения лунных узлов по эклиптике составляет 18 лет и 7 месяцев.
Различают четыре периода обращения Луны вокруг Земли:
а) звёздный, или сидерический месяц – период обращения Луны вокруг Земли относительно звёзд, он составляет 27,3217 суток, т.е. 27 дней 7 часов 43 минут;
б) лунный, или синодический месяц – период обращения Луны вокруг Земли относительно Солнца, т.е. промежуток между двумя новолуниями или полнолуниями, он составляет в среднем 29,5306 суток, т.е. 29 дней 12 часов 44 минут. Его длительность не является постоянной из-за неравномерного движения Земли и Луны и колеблется в пределах от 29,25 до 29,83 дня;
в) драконический месяц– промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел своей орбиты, он составляет 27,21 средних суток;
г) аномалистический месяц – промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей, он составляет 27,55 средних суток.
Во время движения Луны вокруг Земли меняются условия освещения Луны Солнцем, происходит так называемая смена лунных фаз. Основные фазы Луны – новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. Линия на диске Луны, отделяющая освещённую часть обращённого к нам полушария от неосвещённой, называется терминатором. Из-за превышения синодического лунного месяца над сидерическим Луна восходит ежедневно позже примерно на 52 минуты, восходы и заходы Луны приходятся на различные часы суток, а одинаковые фазы наступают в различных точках лунной орбиты поочерёдно во всех знаках Зодиака.
Лунные и солнечные затмения. Лунные и солнечные затмения происходят, когда Солнце и Луна находятся вблизи узлов. В момент затмения Солнце, Луна и Земля располагаются почти на одной прямой.
Солнечное затмение происходит, когда Луна проходит между Землёй и Солнцем. В это время Луна обращена к Земле своей неосвещённой стороной, то есть солнечное затмение происходит только во время новолуния (рис. 3.7). Видимые размеры Луны и Солнца почти одинаковы, поэтому Луна может закрыть собой Солнце.
Рис.7. Схема солнечного затмения
Расстояния Солнца и Луны от Земли не остаются постоянными, так как орбиты Земли и Луны не окружности, а эллипсы. Поэтому если в момент солнечного затмения Луна находится в наименьшем удалении от Земли, то Луна целиком закроет Солнце. Такое затмение называется полным. Полная фаза затмения Солнца длится не более 7 минут 40 секунд.
Если во время затмения Луна находится в наибольшем удалении от Земли, то она имеет несколько меньшие видимые размеры и не закрывает полностью Солнце, такое затмение называется кольцеобразным. Затмение будет полным или кольцеобразным, если в новолуние Солнце и Луна находятся почти на узле. Если Солнце в момент новолуния окажется на некотором расстоянии от узла, то центры лунного и солнечного дисков не совпадут и Луна закроет Солнце частично, такое затмение называется частичным. Ежегодно бывают не менее двух солнечных затмений. Максимально возможное число затмений в течение года – пять. В виду того, что тень от Луны во время солнечного затмения падает не на всю Землю, солнечное затмение наблюдается в определённой местности. Этим и объясняется редкость этого явления.
Лунное затмение происходит во время полнолуния, когда Земля находится между Луной и Солнцем (рис. 8). Диаметр Земли в четыре раза больше диаметра Луны, поэтому тень от Земли в 2,5 раза превосходит размеры Луны, т.е. Луна может целиком погрузиться в земную тень. Наибольшая продолжительность полного лунного затмения 1 час 40 минут.
Рис.8. Схема лунного затмения
Лунные затмения видны в том полушарии, где Луна в данный момент находится над горизонтом. На протяжении года происходит одно-два лунных затмения, в некоторые годы их может не быть совсем, а иногда бывает три лунных затмения в год. В зависимости от того, на каком расстоянии от узла лунной орбиты происходит полнолуние, Луна в большей или меньшей степени погрузится в земную тень. Различают также полные и частичные лунные затмения.
Каждое конкретное затмение повторяется через 18 лет 11 суток 8 часов. Этот период называется саросом. На протяжении сароса происходит 70 затмений: 43 солнечных, из них 15 частичных, 15 кольцеобразных и 13 полных; 28 лунных, из них 15 частичных и 13 полных. По истечении сароса каждое затмение повторяется примерно на 8 часов позже предыдущего.
Звезды чрезвычайно удалены от Земли. Наблюдая их даже в телескоп, невозможно определить, какая из них дальше, а какая ближе. При изучении звездного неба используют математическую модель звездного неба - небесную сферу.
Небесной сферой называют воображаемую сферу произвольного радиуса с центром в точке наблюдения, на которую спроектированы небесные светила.
Угловым расстоянием между двумя точками сферы является угол между радиусами, проведенными в эти точки. Заметим, что круг, полученный при пересечении небесной сферы плоскостью, проходящей через центр сферы, называется большым кругом , а если плоскость не проходит через центр - малым кругом .
Следствием вращения Земли вокруг своей оси является видимое вращение небесной сферы в противоположном направлении. В этом легко убедиться. В течение ночи звезды описывают дуги концентрических кругов (с общей осью), ось проходит вблизи звезды Полярной (α Малой Медведицы). Сама же Полярная (m = 2; от греческого поле - я вращаюсь) остается почти неподвижной. Чтобы изучить подробнее движение звезд, необходимо ознакомиться с основными элементами небесной сферы.
Диаметр небесной сферы, вокруг которого осуществляется ее видимое вращение, называется осью мира (PP′ см. рис.1).
Ось мира пересекает небесную сферу в двух точках - полюсах мира (от греческого полос - ось ): северный ( Р - вблизи него видно Полярную звезду) и южный (Р′ - вблизи него ярких звезд нет). В 2000 году угловое расстояние между северным полюсом мира и Полярной звездой составляла всего 42`. Полярную называют звездой компасом, потому что она является ориентиром, который указывает направление на север.
Небесным экватором называется большой круг небесной сферы, перпендикулярный оси мира.
Диаметр небесной сферы, вдоль которого действует сила тяжести и проходящий через точку наблюдения, называется вертикалью , или отвесной линией ( ZZ ). Точками пересечения отвесной линии с небесной сферой является зенит (от арабского земт арарасс - вершина пути ) и надир (от арабского - направление ноги ).
Большой круг небесной сфери, перпендикулярный к вертикали, называется математическим , или настоящим, горизонтом .
Небесный экватор разделяет небесную сферу на северное и южное полушария, а горизонт - на видимое и невидимое полушария. Видимое полушарие небесной сферы еще называют небосводом .
Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира - зенит и надир - называется небесним меридианом . Горизонт пересекается с небесным меридианом в точках севера (N ) и юга ( S ), а с небесным экватором - в точках востока (E ) и запада ( W ) . Диаметр небесной сферы, соединяющий точки севера и юга, называется полуденной линией ( N S ).
Угловое расстояние светила от горизонта называется высотой светила h . Например, высота звезды в зените равна 90°.
На рис. 1 O - точка наблюдений, Р - полюс мира, N - точка севера, Т - центр Земли, а L - точка на земном экваторе. Угол OTL равняется широте ? точки О , а угол PON есть высотою полюса мира h p (или Полярной звезды, что почти тоже самое). Ось мира параллельна оси вращения Земли, а плоскость небесного экватора параллельна плоскости земного.
Итак, высота полюса мира равна географической широте местности: h p =φ .
В разных точках Земли движение звезд по небесной сфере выглядит по-разному. Для наблюдателя на полюсе нашей планеты полюс мира находится в зените ось мира совпадает с вертикаллю. Звезды движутся по окружностям, параллельным горизонту. Одни светила видны всегда, другие не видно никогда, здесь звезды не восходят и не заходят и их высота всегда одинакова.
На земном экваторе полюса мира расположены на горизонте, а ось мира совпадает с полуденной линией. Звезды движутся по окружностям перпендикулярным к плоскости горизонта. Все светила восходят и заходят, находясь на небосклоне половину суток. Если бы не «мешало» Солнце, то за сутки с экватора Земли можно было бы увидеть все яркие звезды неба.
Наблюдая за небом из средних широт, можно заметить, что одни звезды восходят и заходят, другие - не заходят вообще. Есть также звезды, которые не появляются над горизонтом никогда.
Звезды, расположенные на небесном экваторе над горизонтом, находятся столько же времени, как и под им. Солнце движется среди звезд, описывая линию, которую называют еклитикой. Дважды в год (весной - 20-21 марта и осенью - 22-23 сентября) находится на небесном экваторе в точках весеннего и осеннего равноденствий. В это время день равен ночи.
Каждая звезда в сутки дважды пересекает небесный меридиан. Явление прохождения светил через небесный меридиан называется кульминацией . В верхней кульминации высота светила наивысшая, в нижней - наименьшая (см. рис. 6 ). Движение светил между соседними кульминациями продолжается полсуток. На полюсе высота звезды в обоих кульминациях одинакова (см. рис. 3). На экваторе видно только верхнюю кульминацию, но всех светил (см. рис. 4). В средних широтах Земли для приполярных звезд видно (если бы не Солнце) обе кульминации, для других (в частности, для Солнца) - только верхнюю, а для звезд, которые не сходят - ни одной (см. рис. 5). Момент верхней кульминации центра Солнца называется настоящим полуднем, а в нижней - настоящим севером. В полдень тень от вертикального предмета падает вдоль полуденной линии.
Для построения звездных карт необходимо ввести систему небесных координат. В астрономии применяют несколько таких систем, каждая из которых удобна для решения различных научных и практических задач. При этом используются специальные плоскости, круги и точки небесной сферы. На ней положение звезды однозначно задается двумя углами. Если (плоскостью, в которой и от которой откладываются эти углы, является плоскость небесного экватора, то система координат называется экваториальной . В ней координатами является склонение и прямой подъем светил.
Склонением δ называется угловое расстояние светила от небесного экватора (см. рис. 7). Склонение лежит в пределах -90°< δ < 90° и принимается положительным в северном полушарии небесной сферы и
отрицательным - в южной. Например, для точек на небесном экваторе δ = 0°, а для
полюсов мира 
,
.
Кругом склонения называется большой круг небесной сферы, проходящей через полюса мира и данное светило.
Прямым подъемом (или прямым восхождением ) α называется угловое расстояние круга склонения светила от точки весеннего равноденствия. Эту координату отсчитывают в направлении, противоположном направлению вращения небесной сферы и выражают в часовой мере. Прямое восхождение изменяется в пределах 0 ч. < α < 24 час. Всему кругу небесного экватора соответствует 24 часа (или, что то же самое, 360 °). Тогда 1 ч = 15 °, а 4 мин = 1 °. Например, α γ = 0 час. , α Ω = 12 час.
Одной из самых известных и простейших систем небесных координат является горизонтальная. Основной плоскостью в ней есть математический горизонт, а координатами - азимут А светила и высота светила над горизонтом h . Недостатком горизонтальной системы является то, что координаты светила постоянно меняются.
Время определяет порядок смены явлений. Необходимость измерения и хранения времени возникла в начале цивилизации. Для этого использовались периодические процессы, происходящих в природе. Движение нашей планеты производит видимое движение светил, в частности Солнца на небесной сфере, за которыми мы наблюдаем. Древнейшей единицей времени является сутки, продолжительность которой определяется вращением Земли вокруг своей оси.
Промежуток времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями центра Солнца называется настоящими сутками (или настоящими солнечными сутками) .
Продолжительность полного оборота Солнца по эклиптике является единицей измерения времени в астрономии. Тропическим годом называется промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра диска Солнца через точку весеннего равноденствия. Тропический год длится примерно 365,2422 суток. В быту пользуются календарным годом, что почти равно тропическому.
Установлено, что Земля вращается вокруг Солнца неравномерно. Поэтому продолжительность настоящей солнечной суток периодически изменяется, хотя и незначительно. Зимой она длиннее, летом - короче. Самые длинные настоящие солнечные сутки примерно на 51 секунду длительные от коротких. Чтобы устранить это неудобство в измерении времени, используют среднее экваториальное солнце - воображаемую точку, которая равномерно движется по эклиптике и делает полный оборот по ней за тропический год. Интервал времени между двумя последовательными кульминациями среднего экваториального солнца называют средними сутками (или средними солнечными сутками). Начинаются средние солнечные сутки в момент нижней кульминации среднего экваториального солнца. Среднее экваториальное солнце это фиктивная точка, никак не обозначена на небе. Поэтому наблюдать за ее движением невозможно, а для определения ее координат делают необходимые вычисления.
Измерение времени солнечными сутками зависит от географической долготы. Для всех точек на данном меридиане время одинаково, но оно отличается от местного времени на других меридианах. Например, если у нас по местному времени север (т.е. начинается сутки), то на противоположном меридиане по их местному времени уже полдень. В 1884 во многих странах ввели поясную систему отсчета времени. Поверхность Земли разделили на 24 часовых пояса. В каждом из них лежит основной меридиан, местное время которого Т n считают поясным временем всего пояса. Расстояние между основными меридианами соседних поясов 15° или 1 час. Для удобства границы часовых поясов проходят через государственные и административные границы, а на морях малозаселенных территориях по меридианам, которые удалены от основных на 7,5 ° на восток и 7,5 ° на запад.
Гринвичский меридиан (проходит через бывшую Гринвичскую обсерваторию близ Лондона, потому что сейчас ее перенесли в другое место) является основным для нулевого часового пояса. Дальше на восток поясам присвоены номера от 1 до 23. Украина лежит во втором часовом поясе. Время Т 0 нулевого часового пояса называют всемирным временем (или западноевропейским). Справедливо соотношение: Т n = Т 0 + n , где n - номер часового пояса.
Поясное время некоторых часовых поясов имеет особые названия. Европейским (или среднеевропейском) называют время первого часового пояса, восточноевропейским - второго.
Чтобы эффективно использовать солнечный свет и экономить электроэнергию, в некоторых странах вводят летнее время, действие которого начинается ежегодно в последнее воскресенье марта в 2:00 переводом стрелок часов на час вперед. В 3 часа ночи последней воскресенье сентября стрелки часов переводят на час назад, отменяя действие летнего времени.
Известно, что основной единицей измерения времени в СИ является секунда. Ранее за одну секунду принимали 1/86400 часть солнечных суток. После обнаружения изменений в продолжительности солнечных суток возникла проблема поиска новой шкалы времени. В 1967 году на Международной конференции мер и весов единицей времени была принята атомная секунда - время, равное 9192631770 периодам излучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия-133. Шкала атомного времени основывается на основе данных цезиевых атомных часов, которые у некоторых обсерваториях и лабораториях служб времени. Атомные часы чрезвычайно точные - погрешность в 1 с они делают за миллион лет.
Решебник по астрономии 11 класс на урок №2 (рабочая тетрадь) - Небесная сфера
1. Закончите предложение.
Созвездием называют участок звёздного неба с характерной наблюдаемой группой звёзд.
2. Используя карту звездного неба, внесите в соответствующие графы таблицы схемы созвездий с яркими звездами. В каждом созвездии выделите наиболее яркую звезду и укажите ее название.
3. Закончите предложение.
На звездных картах не указывают положение планет, так как карты предназначены для описания звёзд и созвездий.
4. Расположите следующие звезды в порядке убываний их блеска:
1) Бетельгейзе; 2) Спика; 3) Альдебаран; 4) Сириус; 5) Арктур; 6) Капелла; 7) Процион; 8) Вега; 9) Альтаир; 10) Поллукс.
| 4 | 5 | 8 | 6 | 7 | 1 | 3 | 9 | 2 | 10 |
5. Закончите предложение.
Звезды 1-й величины ярче звезд 6-й величины в 100 раз.
Эклиптикой называется видимый годовой путь Солнца среди звёзд.
6. Что называют небесной сферой?
Воображаемая сфера произвольного радиуса.
7. Укажите названия точек и линий небесной сферы, обозначенных цифрами 1-14 на рисунке 2.1.
- Северный полюс мира
- зенит; точка зенита
- вертикальная линия
- небесный экватор
- запад; точка запада
- центр небесной сферы
- полуденная линия
- юг; точка юга
- линия горизонта
- восток; точка востока
- южный полюс мира
- надир; тока надира
- точка севера
- лини небесного меридиана
8. Используя рисунок 2.1, ответьте на вопросы.
Как располагается ось мира относительно земной оси?
Параллельно.
Как располагается ось мира относительно плоскости небесного меридиана?
Лежит на плоскости.
В каких точках небесный экватор пересекается с линией горизонта?
В точках востока и запада.
В каких точках небесный меридиан пересекается с линией горизонта?
В точках севера и юга.
9. Какие наблюдения убеждают нас в суточном вращении небесной сферы?
Если наблюдать за звёздами долго, звёзды покажутся единой сферой.
10. Используя подвижную звездную карту, впишите в таблицу по два-три созвездия, видимые на широте 55° в Северном полушарии.
Решение к 10 заданию соответствует реальности событий 2015 года, однако не все учителя проверяют на звёздной карте на соответствие действительности решение задания каждого ученика
Страница 2 из 5
2.1.2. Небесная сфера. Особые точки небесной сферы.
Люди в древности считали, что все звезды располагаются на небесной сфере, которая как единое целое вращается вокруг Земли. Уже более 2.000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположение любого светила на небесной сфере по отношению к другим космическим объектам или наземным ориентирам. Представлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что этой сферы реально не существует.
Небесная сфера - воображаемая шаровая поверхность произвольного радиуса, в центре которой находится глаз наблюдателя, и на которую мы проецируем положение небесных светил.
Понятием небесной сферы пользуются для угловых измерений на небе, для удобства рассуждений о простейших видимых небесных явлениях, для различных расчетов, например вычисления времени восхода и захода светил.
Построим небесную сферу и проведем из ее центра луч по направлению к звезде А (рис.1.1).
Там, где этот луч пересечет поверхность сферы, поместим точку А 1 изображающую эту звезду. Звезда В будет изображаться точкой В 1 . Повторив подобную операцию для всех наблюдаемых звезд, мы получим на поверхности сферы изображение звездного неба – звездный глобус. Ясно, что если наблюдатель находится в центре этой воображаемой сферы, то для него направление на сами звезды и на их изображения на сфере будут совпадать.
- Что является центром небесной сферы? (Глаз наблюдателя)
- Каков радиус небесной сферы? (Произвольный)
- Чем отличаются небесные сферы двух соседей по парте? (Положением центра).
Для решения многих практических задач расстояния до небесных тел не играют роли, важно лишь их видимое расположение на небе. Угловые измерения не зависят от радиуса сферы. Поэтому, хотя в природе небесной сферы и не существует, но астрономы для изучения видимого расположение светил и явлений, которые можно наблюдать на небе в течении суток или многих месяцев, применяют понятие Небесная сфера. На такую сферу и проецируются звезды, Солнце, Луна, планеты и т.д, отвлекаясь от действительных расстояний до светил и рассматривая лишь угловые расстояние между ними. Расстояния между звездами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере. Эти угловые расстояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и другую звезду, или соответствующими им дугами на поверхности сферы.
Для приближенной оценки угловых расстояний на небе полезно запомнить такие данные: угловое расстояние между двумя крайними звездами ковша Большой Медведицы (α и β) составляет около 5° (рис. 1.2), а от α Большой Медведицы до α Малой Медведицы (Полярной звезды) – в 5 раз больше – примерно 25°.
Простейшие глазомерные оценки угловых расстояний можно провести также с помощью пальцев вытянутой руки.
Только два светила – Солнце и Луну – мы видим как диски. Угловые диаметры этих дисков почти одинаковы – около 30" или 0,5°. Угловые размеры планет и звезд значительно меньше, поэтому мы их видим просто как светящиеся точки. Для невооруженного глаза объект не выглядит точкой в том случае, если его угловые размеры превышают 2–3". Это означает, в частности, что наш глаз различает каждую по отдельности светящуюся точку (звезду) в том случае, если угловое расстояние между ними больше этой величины. Иначе говоря, мы видим объект не точечным лишь в том случае, если расстояние до него превышает его размеры не более чем в 1700 раз.
Отвесная линия Z, Z’ , проходящая через глаз наблюдателя (точка С), находящегося в центре небесной сферы, пересекает небесную сферу в точках Z - зенит, Z’ - надир .
Зенит - эта наивысшая точка над головой наблюдателя.
Надир - противоположная зениту точка небесной сферы .
Плоскость, перпендикулярная отвесной линии, называется горизонтальной плоскостью (или плоскостью горизонта) .
Математическим горизонтом называется линия пересечения небесной сферы с горизонтальной плоскостью, проходящей через центр небесной сферы.
Невооруженным глазом на всем небе можно видеть примерно 6000 звезд, но мы видим лишь половину из них, потому что другую половину звездного неба закрывает от нас Земля. Движутся ли звезды по небосводу? Оказывается, движутся все и притом одновременно. В этом легко убедиться, наблюдая звездное небо (ориентируясь по определенным предметам).
Вследствие ее вращения вид звездного неба меняется. Одни звезды только еще появляются из-за горизонта (восходят) в восточной его части, другие в это время находятся высоко над головой, а третьи уже скрываются за горизонтом в западной стороне (заходят). При этом нам кажется, что звездное небо вращается как единое целое. Теперь каждому хорошо известно, что вращение небосвода - явление кажущееся, вызванное вращением Земли.
Картину того, что в результате суточного вращения Земли происходит со звездным небом, позволяет запечатлеть фотоаппарат.
На полученном снимке каждая звезда оставила свой след в виде дуги окружности (рис. 2.3). Но есть и такая звезда, передвижение которой в течение всей ночи почти незаметно. Эту звезду назвали Полярной. Она в течение суток описывает окружность малого радиуса и всегда видна почти на одной и той же высоте над горизонтом в северной стороне неба. Общий центр всех концентрических следов звезд находится на небе неподалеку от Полярной звезды. Эта точка, в которую направлена ось вращения Земли, получила название северный полюс мира. Дуга, которую описала Полярная звезда, имеет наименьший радиус. Но и эта дуга, и все остальные - независимо от их радиуса и кривизны - составляют одну и ту же часть окружности. Если бы удалось сфотографировать пути звезд на небе за целые сутки, то на фотографии получились бы полные окружности - 360°. Ведь сутки - это период полного оборота Земли вокруг своей оси. За час Земля повернется на 1/24 часть окружности, т. е. на 15°. Следовательно, длина дуги, которую звезда опишет за это время, составит 15°, а за полчаса - 7,5°.
Звезды в течение суток описывают тем большие окружности, чем дальше от Полярной звезды они находятся.
Ось суточного вращения небесной сферы называют осью мира (РР" ).
Точки пересечения небесной сферы с осью мира называют полюсами мира (точка Р - северный полюс мира, точка Р" - южный полюс мира).
Полярная звезда расположена вблизи северного полюса мира. Когда мы смотрим на Полярную звезду, точнее, на неподвижную точку рядом с ней - северный полюс мира, направление нашего взгляда совпадает с осью мира. Южный полюс мира находится в южном полушарии небесной сферы.
Плоскость ЕА WQ , перпендикулярная оси мира РР" и проходящая через центр небесной сферы, называется плоскостью небесного экватора , а линия пересечения ее с небесной сферой - небесным экватором .
Небесный экватор – линия окружности, полученная от пересечения небесной сферы с плоскостью проходящая через центр небесной сферы перпендикулярно к оси мира.
Небесный экватор делит небесную сферу на два полушария: северное и южное.
Ось мира, полюса мира и небесный экватор аналогичны оси, полюсам и экватору Земли, так как перечисленные названия связаны с видимым вращением небесной сферы, а оно является следствием действительного вращения земного шара.
Плоскость, проходящая через точку зенита Z , центр С небесной сферы и полюс Р мира, называют плоскостью небесного меридиана , а линия пересечения ее с небесной сферой образует линию небесного меридиана .
Небесный меридиан – большой круг небесной сферы, проходящий через зенит Z, полюс мира Р, южный полюс мира Р", надир Z"
В любом месте Земли плоскость небесного меридиана совпадает с плоскостью географического меридиана этого места.
Полуденная линия NS - это линия пересечения плоскостей меридиана и горизонта. N – точка севера, S – точка юга
Она названа так потому, что в полдень тени от вертикальных предметов падают по этому направлению.
- Каков период вращения небесной сферы? (Равен периоду вращения Земли – 1 сутки).
- В каком направлении происходит видимое (кажущееся) вращение небесной сферы? (Противоположно направлению вращения Земли).
- Что можно сказать о взаимном расположении оси вращения небесной сферы и земной оси? (Ось небесной сферы и земная ось будут совпадать).
- Все ли точки небесной сферы участвуют в видимом вращении небесной сферы? (Точки, лежащие на оси, покоятся).
Земля движется по орбите вокруг Солнца. Ось вращения Земли наклонена к плоскости орбиты на угол 66,5°. Вследствие действия сил тяготения со стороны Луны и Солнца ось вращения Земли смещается, в то время как наклон оси к плоскости земной орбиты остается постоянным. Ось Земли как бы скользит по поверхности конуса. (то же происходит с осью у обыкновенного волчка в конце вращения).
Это явление было открыто еще в 125 г. до н. э. греческим астрономом Гиппархом и названо прецессией .
Один оборот земная ось совершает за 25 776 лет – этот период называется платоническим годом. Сейчас вблизи Р – северного полюса мира находится Полярная звезда – α Малой Медведицы. Полярной называется та звезда, которая на сегодняшний день находится вблизи Северного полюса мира. В наше время, примерно с 1100 года, такой звездой является альфа Малой Медведицы – Киносура. Раньше титул Полярной поочередно присваивался π, η и τ Геркулеса, звездам Тубан и Кохаб. Римляне вовсе не имели Полярной звезды, а Кохаб и Киносуру (α Малой Медведицы) называли Стражами.
На начало нашего летоисчисление – полюс мира был вблизи α Дракона – 2000 лет назад. В 2100 г полюс мира будет всего в 28" от Полярной звезды – сейчас в 44". В 3200г полярным станет созвездие Цефей. В 14000 г – полярной будет Вега (α Лиры).
Как найти в небе Полярную звезду?
Чтобы найти Полярную звезду, нужно через звезды Большой Медведицы (первые 2 звезды "ковша") мысленно провести прямую линию и отсчитать по ней 5 расстояний между этими звездами. В этом месте рядом с прямой мы увидим звезду, почти одинаковую по яркости со звездами "ковша" – это и есть Полярная звезда.
В созвездии, которое нередко называют Малый Ковш, Полярная звезда является самой яркой. Но так же, как и большинство звезд ковша Большой Медведицы, Полярная - звезда второй величины.
Летний (летне-осенний) треугольник = звезда Вега (α Лиры, 25,3 св. лет), звезда Денеб (α Лебедя, 3230 св. лет), звезда Альтаир (α Орла, 16,8 св. лет)