Movimiento verdadero de la Tierra - Movimiento anual aparente del Sol sobre la esfera celeste - Ecuador celeste y plano de la eclíptica - Coordenadas ecuatoriales del Sol durante el año

verdadero movimiento de la tierra

Para entender el principio del movimiento aparente del Sol y otras luminarias en la esfera celeste, primero consideramos el verdadero movimiento de la tierra. La Tierra es uno de los planetas. Gira continuamente alrededor de su eje.

Su periodo de rotación es igual a un día, por lo tanto, para un observador situado en la Tierra, parecería que todos los cuerpos celestes giran alrededor de la Tierra de este a oeste con el mismo periodo.

Pero la Tierra no solo gira alrededor de su eje, sino que también gira alrededor del Sol en una órbita elíptica. Completa una revolución alrededor del Sol en un año. El eje de rotación de la Tierra está inclinado con respecto al plano de la órbita en un ángulo de 66°33′. La posición del eje en el espacio durante el movimiento de la Tierra alrededor del Sol permanece casi sin cambios todo el tiempo. Por lo tanto, los hemisferios norte y sur se giran alternativamente hacia el Sol, como resultado de lo cual las estaciones cambian en la Tierra.

Al observar el cielo, uno puede notar que las estrellas durante muchos años conservan invariablemente su posición relativa.

Las estrellas están "fijas" solo porque están muy lejos de nosotros. La distancia a ellos es tan grande que desde cualquier punto de la órbita terrestre son igualmente visibles.

Pero los cuerpos del sistema solar - el Sol, la Luna y los planetas, que están relativamente cerca de la Tierra, podemos notar fácilmente el cambio en sus posiciones. Así, el Sol, junto con todas las luminarias, participa del movimiento diario y al mismo tiempo tiene su propio movimiento visible (se le llama movimiento anual) debido al movimiento de la tierra alrededor del sol.

Movimiento anual aparente del Sol sobre la esfera celeste

El movimiento anual más simple del Sol se puede explicar con la siguiente figura. De esta figura se puede ver que, dependiendo de la posición de la Tierra en órbita, un observador de la Tierra verá el Sol contra el fondo de diferentes . Le parecerá que se mueve constantemente alrededor de la esfera celeste. Este movimiento es un reflejo de la revolución de la Tierra alrededor del Sol. En un año, el Sol hará una revolución completa.

El gran círculo en la esfera celeste, a lo largo del cual ocurre el aparente movimiento anual del Sol, se llama eclíptica. Eclíptica es una palabra griega y significa eclipse. Este círculo se llamó así porque los eclipses de Sol y Luna ocurren solo cuando ambas luminarias están en este círculo.

se debe notar que el plano de la eclíptica coincide con el plano de la órbita terrestre.

El movimiento anual aparente del Sol a lo largo de la eclíptica ocurre en la misma dirección en que la Tierra se mueve en órbita alrededor del Sol, es decir, se mueve hacia el este. Durante el año, el Sol pasa sucesivamente por la eclíptica 12 constelaciones, que forman un cinturón y se denominan zodiacales.

El cinturón zodiacal está formado por las siguientes constelaciones: Piscis, Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio y Acuario. Debido al hecho de que el plano del ecuador terrestre está inclinado con respecto al plano de la órbita terrestre en 23°27', plano del ecuador celeste también inclinado al plano de la eclíptica en un ángulo e=23°27′.

La inclinación de la eclíptica respecto al ecuador no se mantiene constante (por la influencia de las fuerzas de atracción del Sol y la Luna sobre la Tierra), por lo que en 1896, al aprobarse las constantes astronómicas, se decidió considerar la inclinación de la eclíptica al ecuador ser en promedio igual a 23° 27'8″,26.

Ecuador celeste y plano de la eclíptica

La eclíptica corta al ecuador celeste en dos puntos llamados puntos de los equinoccios de primavera y otoño. El punto del equinoccio de primavera se suele denotar con el signo de la constelación de Aries T, y el punto del equinoccio de otoño -con el signo de la constelación de Libra-. El sol en estos puntos, respectivamente, es el 21 de marzo y el 23 de septiembre. Estos días en la Tierra, el día es igual a la noche, el Sol sale exactamente por el este y se pone por el oeste.

Los puntos de los equinoccios de primavera y otoño son los puntos de intersección del ecuador y el plano de la eclíptica.

Los puntos de la eclíptica que están a 90° de los equinoccios se llaman puntos de solsticio. El punto E de la eclíptica, en el que el Sol se encuentra en su posición más alta con respecto al ecuador celeste, se llama punto de solsticio de verano, y el punto E' en el que ocupa la posición más baja se llama punto de solsticio de invierno.

En el punto del solsticio de verano, el Sol aparece el 22 de junio y en el punto del solsticio de invierno, el 22 de diciembre. Durante varios días cerca de las fechas de los solsticios, la altura del mediodía del Sol permanece casi sin cambios, por lo que estos puntos obtuvieron su nombre. Cuando el Sol está en el solsticio de verano, el día en el hemisferio norte es más largo y la noche es más corta, y cuando está en el solsticio de invierno, ocurre lo contrario.

En el día del solsticio de verano, los puntos de salida y puesta del sol están lo más al norte posible de los puntos de este y oeste en el horizonte, y en el día del solsticio de invierno están a la mayor distancia al sur.

El movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica provoca un cambio continuo en sus coordenadas ecuatoriales, un cambio diario en la altura del mediodía y un movimiento de los puntos de salida y puesta del sol a lo largo del horizonte.

Se sabe que la declinación del Sol se mide desde el plano del ecuador celeste y la ascensión recta, desde el punto del equinoccio vernal. Por lo tanto, cuando el Sol está en el equinoccio vernal, su declinación y ascensión recta son cero. Durante el año, la declinación del Sol en el período actual varía de +23°26′ a -23°26′, pasando por cero dos veces al año, y ascensión recta de 0 a 360°.

Coordenadas ecuatoriales del Sol durante el año

Las coordenadas ecuatoriales del Sol durante el año cambian de manera desigual. Esto sucede debido al movimiento desigual del Sol a lo largo de la eclíptica y al movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica y la inclinación de la eclíptica hacia el ecuador. El Sol cubre la mitad de su trayectoria anual aparente en 186 días del 21 de marzo al 23 de septiembre, y la otra mitad en 179 días del 23 de septiembre al 21 de marzo.

El movimiento desigual del Sol a lo largo de la eclíptica se debe al hecho de que la Tierra durante todo el período de revolución alrededor del Sol no se mueve en órbita a la misma velocidad. El Sol está en uno de los focos de la órbita elíptica de la Tierra.

Desde segunda ley de kepler Se sabe que la línea que conecta el Sol y el planeta cubre áreas iguales en períodos de tiempo iguales. Según esta ley, la Tierra, al estar más cerca del Sol, es decir, en perihelio, se mueve más rápido y está más lejos del Sol, es decir, en afelio- Más lento.

La Tierra está más cerca del Sol en invierno y más lejos en verano. Por lo tanto, en los días de invierno se mueve en órbita más rápido que en los días de verano. Como resultado, el cambio diario en la ascensión recta del Sol en el día del solsticio de invierno es de 1°07', mientras que en el día del solsticio de verano es de solo 1°02'.

La diferencia en las velocidades del movimiento de la Tierra en cada punto de la órbita provoca un cambio desigual no solo en la ascensión recta, sino también en la declinación del Sol. Sin embargo, debido a la inclinación de la eclíptica respecto al ecuador, su cambio tiene un carácter diferente. La declinación del Sol cambia más rápidamente cerca de los equinoccios y en los solsticios casi no cambia.

Conocer la naturaleza del cambio en las coordenadas ecuatoriales del Sol nos permite hacer un cálculo aproximado de la ascensión recta y la declinación del Sol.

Para realizar dicho cálculo, tome la fecha más cercana con coordenadas ecuatoriales conocidas del Sol. Entonces se tiene en cuenta que la ascensión recta del Sol por día cambia en promedio 1°, y la declinación del Sol durante el mes anterior y posterior al paso de los equinoccios cambia en 0,4° por día; durante el mes anterior y posterior a los solsticios - en 0,1° por día, y durante los meses intermedios entre los indicados - en 0,3°.

§ 52. Movimiento anual aparente del Sol y su explicación.

Al observar el movimiento diario del Sol a lo largo del año, uno puede notar fácilmente una serie de características en su movimiento que difieren del movimiento diario de las estrellas. Los más característicos de ellos son los siguientes.

1. El lugar de salida y puesta del sol y, en consecuencia, su cambio de azimut de un día a otro. Desde el 21 de marzo (cuando el Sol sale por el este y se pone por el oeste) hasta el 23 de septiembre, la salida del sol se observa en el cuadrante noreste y la puesta del sol se observa en el cuadrante noroeste. Al comienzo de este tiempo, los puntos de salida y puesta del sol se mueven hacia el norte y luego en la dirección opuesta. El 23 de septiembre, al igual que el 21 de marzo, el Sol sale por el este y se pone por el oeste. A partir del 23 de septiembre y hasta el 21 de marzo, un fenómeno similar se repetirá en los barrios sureste y suroeste. El movimiento de los puntos de salida y puesta del sol tiene un período de un año.

Las estrellas siempre salen y se ponen en los mismos puntos del horizonte.

2. La altura meridional del Sol cambia todos los días. Por ejemplo, en Odessa (av = 46°.5 N) el 22 de junio será el más grande e igual a 67°, luego comenzará a disminuir y el 22 de diciembre alcanzará el valor más bajo de 20°. Después del 22 de diciembre, la altura meridional del Sol comenzará a aumentar. Este fenómeno es también un período anual. La altura meridional de las estrellas es siempre constante. 3. La duración del tiempo entre las culminaciones de cualquier estrella y el Sol cambia constantemente, mientras que la duración del tiempo entre dos culminaciones de las mismas estrellas permanece constante. Entonces, a la medianoche, vemos culminar aquellas constelaciones que actualmente se encuentran en el lado opuesto de la esfera al Sol. Luego unas constelaciones dan paso a otras, y durante el año a medianoche todas las constelaciones culminan por turno.

4. La duración del día (o de la noche) no es constante a lo largo del año. Esto se nota especialmente si comparamos la duración de los días de verano e invierno en latitudes altas, por ejemplo en Leningrado, porque el tiempo que el Sol está sobre el horizonte durante el año es diferente. Las estrellas sobre el horizonte son siempre la misma cantidad de tiempo.

Así, el Sol, además del movimiento diario que realiza junto con las estrellas, también tiene un movimiento visible a lo largo de la esfera con un período anual. Este movimiento se llama visible. el movimiento anual del Sol a través de la esfera celeste.

Obtendremos la representación más visual de este movimiento del Sol si determinamos diariamente sus coordenadas ecuatoriales: ascensión recta A y declinación B. Luego, utilizando los valores de coordenadas encontrados, trazamos puntos en la esfera celeste auxiliar y los conectamos con un suave curva. Como resultado, obtenemos un gran círculo en la esfera, que indicará el camino del movimiento anual aparente del Sol. El círculo en la esfera celeste a lo largo del cual se mueve el Sol se llama eclíptica. El plano de la eclíptica está inclinado con respecto al plano del ecuador en un ángulo constante g \u003d \u003d 23 ° 27 ", que se denomina ángulo de inclinación eclíptica al ecuador(Figura 82).

Arroz. 82.

El movimiento anual aparente del Sol a lo largo de la eclíptica se produce en dirección opuesta a la rotación de la esfera celeste, es decir, de oeste a este. La eclíptica se cruza con el ecuador celeste en dos puntos, que se denominan equinoccios. El punto en el que el Sol se mueve del hemisferio sur al norte y, por lo tanto, cambia el nombre de la declinación de sur a norte (es decir, de bS a bN), se llama punto equinoccio de primavera y está indicado por el ícono Y. Este ícono indica la constelación de Aries, en la que una vez se ubicó este punto. Por eso, a veces se le llama el punto de Aries. El punto T se encuentra actualmente en la constelación de Piscis.

El punto opuesto en el que el Sol se mueve del hemisferio norte al sur y cambia el nombre de su declinación de b N a b S se llama punto del equinoccio de otoño. Está designado por el signo de la constelación Libra O, en la que una vez estuvo ubicado. El equinoccio de otoño se encuentra actualmente en la constelación de Virgo.

El punto L se llama punto de verano, y punto L" - punto solsticios de invierno.

Sigamos el movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica durante el año.

El sol llega al equinoccio vernal el 21 de marzo. La ascensión recta a y la declinación solar b son cero. En todo el globo, el Sol sale por el punto Ost y se pone por el punto W, y el día es igual a la noche. Desde el 21 de marzo, el Sol se mueve a lo largo de la eclíptica hacia el punto del solsticio de verano. La ascensión recta y la declinación del Sol aumentan constantemente. La primavera astronómica está llegando al hemisferio norte, y el otoño está llegando al hemisferio sur.

El 22 de junio, después de aproximadamente 3 meses, el Sol llega al punto del solsticio de verano L. Ascensión recta del Sol a \u003d 90 °, declinación b \u003d 23 ° 27 "N. Comienza el verano astronómico en el hemisferio norte (los días más largos y las noches cortas), y en el sur - invierno (las noches más largas y los días más cortos)... A medida que el Sol se mueve más, su declinación norte comienza a disminuir, mientras que la ascensión recta continúa aumentando.

Aproximadamente tres meses después, el 23 de septiembre, el Sol llega al punto del equinoccio de otoño Q. Ascensión recta del Sol a=180°, declinación b=0°. Dado que b \u003d 0 ° (como el 21 de marzo), entonces, para todos los puntos de la superficie terrestre, el Sol sale en el punto O st y se pone en el punto W. El día será igual a la noche. El nombre de la declinación del Sol cambia de norte 8n a sur - bS. El otoño astronómico llega en el hemisferio norte y la primavera en el hemisferio sur. Con más movimiento del Sol a lo largo de la eclíptica hasta el punto del solsticio de invierno U, la declinación 6 y la ascensión recta aO aumentan.

El 22 de diciembre, el Sol llega al punto del solsticio de invierno L ". Ascensión recta a \u003d 270 ° y declinación b \u003d 23 ° 27" S. En el hemisferio norte, comienza el invierno astronómico, y en el hemisferio sur, el verano.

Después del 22 de diciembre, el Sol se mueve al punto T. El nombre de su declinación permanece hacia el sur, pero disminuye y aumenta la ascensión recta. Aproximadamente 3 meses después, el 21 de marzo, el Sol, después de haber dado una vuelta completa a lo largo de la eclíptica, regresa al punto de Aries.

Los cambios en la ascensión recta y la declinación del Sol durante el año no se mantienen constantes. Para cálculos aproximados, el cambio diario en la ascensión recta del Sol se toma igual a 1 °. El cambio de declinación por día se toma igual a 0°.4 para un mes antes del equinoccio y un mes después, y el cambio de 0°.1 para un mes antes de los solsticios y un mes después de los solsticios; el resto del tiempo, el cambio en la declinación del Sol se toma igual a 0°.3.

La peculiaridad del cambio en la ascensión recta del Sol juega un papel importante en la elección de las unidades básicas para medir el tiempo.

El equinoccio vernal se mueve a lo largo de la eclíptica hacia el movimiento anual del Sol. Su movimiento anual es de 50", 27 o redondeado de 50", 3 (para 1950). En consecuencia, el Sol no llega a su lugar original con respecto a las estrellas fijas en 50 "3. Para que el Sol pase por el camino indicado, se necesitarán 20 m m 24 s. Por esta razón, la primavera

Viene antes de que termine el Sol y su movimiento anual aparente es un círculo completo de 360° relativo a las estrellas fijas. El cambio en el momento del inicio de la primavera fue descubierto por Hiparco en el siglo II a. antes de Cristo mi. de las observaciones de las estrellas que hizo en la isla de Rodas. Llamó a este fenómeno la precesión de los equinoccios, o precesión.

El fenómeno del movimiento del equinoccio vernal hizo necesaria la introducción de los conceptos de años tropicales y siderales. Un año tropical es un período de tiempo durante el cual el Sol hace una revolución completa en la esfera celeste en relación con el punto T del equinoccio vernal. "La duración de un año tropical es de 365,2422 días. Un año tropical es consistente con los fenómenos naturales y contiene con precisión el ciclo completo de las estaciones del año: primavera, verano, otoño e invierno.

Un año sideral es un período de tiempo durante el cual el Sol realiza una revolución completa en la esfera celeste en relación con las estrellas. La duración de un año sideral es de 365,2561 días. El año sideral es más largo que el año tropical.

En su aparente movimiento anual a través de la esfera celeste, el Sol pasa entre varias estrellas ubicadas a lo largo de la eclíptica. Incluso en la antigüedad, estas estrellas se dividieron en 12 constelaciones, la mayoría de las cuales recibieron nombres de animales. La franja de cielo a lo largo de la eclíptica formada por estas constelaciones se llamaba Zodíaco (círculo de animales), y las constelaciones se llamaban zodiaco.

Según las estaciones del año, el Sol pasa por las siguientes constelaciones:

Del movimiento conjunto del Sol, anual a lo largo de la eclíptica y diario debido a la rotación de la esfera celeste, se crea un movimiento general del Sol a lo largo de una línea espiral. Los paralelos extremos de esta línea se eliminan a ambos lados del ecuador a distancias de β=23°.5.

El 22 de junio, cuando el Sol describe el paralelo extremo diario en el hemisferio norte celeste, es en la constelación de Géminis. En el pasado lejano, el Sol estaba en la constelación de Cáncer. El 22 de diciembre, el Sol está en la constelación de Sagitario, y en el pasado estuvo en la constelación de Capricornio. Por lo tanto, el paralelo celeste del extremo norte se llamó Trópico de Cáncer, y el sur, el Trópico de Capricornio. Los paralelos terrestres correspondientes con latitudes cp = bemax = 23 ° 27 "en el hemisferio norte se llamaron Trópico de Cáncer, o el trópico norte, y en el sur, el Trópico de Capricornio, o el trópico sur.

En el movimiento conjunto del Sol, que ocurre a lo largo de la eclíptica con la rotación simultánea de la esfera celeste, hay una serie de características: la longitud del paralelo diario por encima del horizonte y por debajo del horizonte cambia (y, en consecuencia, la longitud del día y de la noche), las alturas meridionales del Sol, los puntos de salida y puesta del Sol, etc. Todos estos fenómenos dependen de la relación entre la latitud geográfica de un lugar y la declinación del Sol. Por lo tanto, para un observador ubicado en diferentes latitudes, serán diferentes.

Considere estos fenómenos en algunas latitudes:

1. El observador está en el ecuador, cp = 0°. El eje del mundo está en el plano del horizonte verdadero. El ecuador celeste coincide con la primera vertical. Los paralelos diarios del Sol son paralelos a la primera vertical, por lo que el Sol en su movimiento diario nunca cruza la primera vertical. El sol sale y se pone a diario. El día es siempre igual a la noche. El sol está en su cenit dos veces al año: el 21 de marzo y el 23 de septiembre.

Arroz. 83.

2. El observador está en latitud φ
3. El observador está en la latitud 23°27"
4. El observador está en la latitud φ\u003e 66 ° 33 "N o S (Fig. 83). El cinturón es polar. Los paralelos φ \u003d 66 ° 33" N o S se llaman círculos polares. Los días y las noches polares se pueden observar en el cinturón polar, es decir, cuando el Sol está sobre el horizonte durante más de un día o debajo del horizonte durante más de un día. Cuanto más largos sean los días y las noches polares, mayor será la latitud. El sol sale y se pone solo en los días en que su declinación es inferior a 90°-φ.

5. El observador está en el polo φ=90°N o S. El eje del mundo coincide con la plomada y, por tanto, el ecuador con el plano del horizonte verdadero. La posición del meridiano del observador será incierta, por lo que faltan partes del mundo. Durante el día, el Sol se mueve paralelo al horizonte.

En los días de los equinoccios se producen amaneceres o atardeceres polares. En los días de los solsticios, la altura del Sol alcanza sus valores máximos. La altura del Sol es siempre igual a su declinación. El día polar y la noche polar duran 6 meses.

Así, debido a diversos fenómenos astronómicos provocados por el movimiento conjunto diario y anual del Sol en distintas latitudes (paso por el cenit, fenómenos del día y la noche polares) y las características climáticas provocadas por estos fenómenos, la superficie terrestre se divide en zonas tropicales, templadas y polares.

cinturón tropical se llama la parte de la superficie terrestre (entre las latitudes φ \u003d 23° 27" N y 23° 27" S), en la que el Sol sale y se pone todos los días y está en su cenit dos veces al año. La zona tropical ocupa el 40% de toda la superficie terrestre.

zona templada Llamada la parte de la superficie terrestre en la que el sol sale y se pone todos los días, pero nunca en su cenit. Hay dos zonas templadas. En el hemisferio norte entre las latitudes φ = 23°27"N y φ = 66°33"N, y en el hemisferio sur entre las latitudes φ=23°27"S y φ = 66°33"S. Las zonas templadas ocupan el 50% de la superficie terrestre.

cinturón polar se llama la parte de la superficie terrestre en la que se observan los días y las noches polares. Hay dos cinturones polares. El cinturón polar norte se extiende desde la latitud φ \u003d 66 ° 33 "N hasta el polo norte, y el sur, desde φ \u003d 66 ° 33" S hasta el polo sur. Ocupan el 10% de la superficie terrestre.

Nicolás Copérnico (1473-1543) fue el primero en dar una explicación correcta del movimiento anual aparente del Sol en la esfera celeste. Demostró que el movimiento anual del Sol en la esfera celeste no es su movimiento real, sino sólo el visible, reflejando el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol. El sistema del mundo copernicano se llamó heliocéntrico. Según este sistema, el Sol está en el centro del sistema solar, alrededor del cual se mueven los planetas, incluida nuestra Tierra.

La Tierra participa simultáneamente en dos movimientos: gira alrededor de su eje y se mueve en una elipse alrededor del Sol. La rotación de la Tierra alrededor de su eje provoca un cambio de día y de noche. Su movimiento alrededor del Sol provoca el cambio de estaciones. De la rotación conjunta de la Tierra alrededor de su eje y del movimiento alrededor del Sol, se produce el movimiento aparente del Sol en la esfera celeste.

Para explicar el movimiento anual aparente del Sol en la esfera celeste, usamos la Fig. 84. En el centro está el Sol S, alrededor del cual la Tierra se mueve en sentido antihorario. El eje de la tierra mantiene una posición invariable en el espacio y forma un ángulo igual a 66 ° 33 con el plano de la eclíptica. Por lo tanto, el plano ecuatorial está inclinado con respecto al plano de la eclíptica en un ángulo e = 23 ° 27 ". Luego viene la esfera celeste con la eclíptica y los signos de las constelaciones del Zodíaco inscritos en ella en su ubicación actual.

La Tierra entra en la posición I el 21 de marzo. Visto desde la Tierra, el Sol se proyecta sobre la esfera celeste en el punto T, actualmente en la constelación de Piscis. Declinación del Sol be=0°. Un observador ubicado en el ecuador de la Tierra ve el Sol al mediodía en su cenit. Todos los paralelos terrestres están iluminados a la mitad, por lo tanto, en todos los puntos de la superficie terrestre, el día es igual a la noche. La primavera astronómica comienza en el hemisferio norte y el otoño comienza en el hemisferio sur.

Arroz. 84.

La Tierra entra en la posición II el 22 de junio. Declinación del sol b=23°,5N. Cuando se ve desde la Tierra, el Sol se proyecta en la constelación de Géminis. Para un observador ubicado en la latitud φ = 23 °, 5N, (El sol pasa por el cenit al mediodía. La mayoría de los paralelos diarios están iluminados en el hemisferio norte y una parte más pequeña en el sur. El cinturón polar norte está iluminado y el el sur no está iluminado El día polar dura en el norte, y en el sur - noche polar.En el hemisferio norte de la Tierra, los rayos del Sol caen casi verticalmente, y en el hemisferio sur, en ángulo, por lo que el verano astronómico se establece en el hemisferio norte y el invierno en el hemisferio sur.

La Tierra entra en la posición III el 23 de septiembre. La declinación del Sol es bo=0° y se proyecta hasta el punto de Libra, que ahora está en la constelación de Virgo. Un observador en el ecuador ve el sol al mediodía en su cenit. Todos los paralelos terrestres están medio iluminados por el Sol, por lo tanto, en todos los puntos de la Tierra, el día es igual a la noche. El otoño astronómico comienza en el hemisferio norte y la primavera comienza en el hemisferio sur.

22 de diciembre La Tierra llega a la posición IV El sol se proyecta en la constelación de Sagitario. Declinación del sol 6=23°,5S. En el hemisferio sur, se iluminan más paralelos diarios que en el norte, por lo que en el hemisferio sur el día es más largo que la noche, y en el hemisferio norte es al revés. Los rayos del sol caen casi verticalmente en el hemisferio sur y en ángulo en el hemisferio norte. Por lo tanto, el verano astronómico llega en el hemisferio sur y el invierno en el hemisferio norte. El sol ilumina el cinturón polar sur y no ilumina el norte. El día polar se observa en el cinturón polar sur, y la noche se observa en el norte.

Se pueden dar explicaciones apropiadas para otras posiciones intermedias de la Tierra.

Delantero
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Camino diario del Sol. Todos los días, a medida que se eleva desde el horizonte en el lado este del cielo, el Sol cruza el cielo y se esconde nuevamente en el oeste. Para los habitantes del hemisferio norte, este movimiento ocurre de izquierda a derecha, para los sureños, de derecha a izquierda. Al mediodía, el Sol alcanza su máxima altura o, como dicen los astrónomos, culmina. El mediodía es el clímax superior, y también hay un clímax inferior: a medianoche. En nuestras latitudes medias, la culminación inferior del Sol no es visible, ya que ocurre debajo del horizonte. Pero más allá del Círculo Polar Ártico, donde el Sol a veces no se pone en verano, se pueden observar tanto la culminación superior como la inferior. En el polo geográfico, la trayectoria diaria del Sol es casi paralela al horizonte. Apareciendo el día del equinoccio vernal, el Sol se eleva cada vez más alto durante un cuarto del año, describiendo círculos sobre el horizonte. El día del solsticio de verano alcanza su altura máxima (23,5?).

Para el próximo trimestre del año, antes del equinoccio de otoño, el Sol desciende. Este es un día polar. Luego, la noche polar se establece durante medio año. En latitudes medias, la trayectoria diaria visible del Sol se acorta o aumenta a lo largo del año. Es más bajo en el solsticio de invierno y más alto en el solsticio de verano. Durante los equinoccios, el Sol está en el ecuador celeste. Al mismo tiempo, sale por la punta del este y se pone por la punta del oeste. En el período comprendido entre el equinoccio de primavera y el solsticio de verano, el lugar de la salida del sol se desplaza ligeramente desde el punto de la salida del sol hacia la izquierda, hacia el norte. Y el lugar de entrada se aleja del punto oeste hacia la derecha, aunque también hacia el norte. El día del solsticio de verano, el Sol aparece por el noreste, y al mediodía culmina en la mayor altura del año. El sol se pone en el noroeste. Luego, los lugares de la salida y la puesta del sol vuelven al sur. En el solsticio de invierno, el Sol sale por el sureste, cruza el meridiano celeste en su punto más bajo y se pone por el suroeste. Hay que tener en cuenta que debido a la refracción (es decir, la refracción de los rayos de luz en la atmósfera terrestre), la altura aparente de la luminaria siempre es mayor que la verdadera. Por lo tanto, la salida del sol se produce antes y la puesta del sol más tarde de lo que sería en ausencia de una atmósfera. Entonces, el camino diario del Sol es un pequeño círculo de la esfera celeste, paralelo al ecuador celeste. Al mismo tiempo, durante el año, el Sol se mueve en relación con el ecuador celeste, ya sea hacia el norte o hacia el sur. Las partes diurna y nocturna de su viaje no son las mismas. Son iguales solo en los días de los equinoccios, cuando el Sol está en el ecuador celeste.

El camino anual del Sol A alguien le parecerá extraña la expresión "el camino del Sol entre las estrellas". No se pueden ver las estrellas durante el día. Por lo tanto, no es fácil darse cuenta de que el Sol está lento, alrededor de 1? por día, se mueve entre las estrellas de derecha a izquierda. Pero puedes ver cómo cambia la apariencia del cielo estrellado durante el año. Todo esto es consecuencia de la revolución de la Tierra alrededor del Sol. El camino del movimiento anual visible del Sol contra el fondo de las estrellas se llama eclíptica (del griego "eclipsis" - "eclipse"), y el período de revolución a lo largo de la eclíptica se llama año estelar. Es igual a 265 días 6 horas 9 minutos 10 segundos, o 365,2564 días solares medios. La eclíptica y el ecuador celeste se cortan en un ángulo de 23″ 26″ en los puntos de los equinoccios de primavera y otoño. En el primero de estos puntos, el Sol suele pasar el 21 de marzo, cuando pasa por el hemisferio sur del cielo. al norte. En el segundo, el 23 de septiembre, cuando pasan de su hemisferio norte al sur. En el punto más lejano de la eclíptica al norte, el Sol es el 22 de junio (solsticio de verano), y al sur - 22 de diciembre (solsticio de invierno).En un año bisiesto, estas fechas se desplazan un día. De los cuatro puntos en la eclíptica, el punto principal es el equinoccio vernal. Es a partir de ella que se mide una de las coordenadas celestes: la derecha ascensión. También sirve para contar el tiempo sideral y el año tropical - el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del centro del Sol a través del punto del equinoccio de primavera. El año tropical determina el cambio de estaciones en nuestro planeta. Desde el punto del equinoccio de primavera se mueve lentamente entre las estrellas debido a la precesión del eje de la tierra, la duración de la tropical aproximadamente un año menos que la duración de la sideral. Son 365,2422 días solares medios. Hace unos 2 mil años, cuando Hiparco compiló su catálogo de estrellas (las primeras que nos han llegado en su totalidad), el equinoccio de primavera estaba en la constelación de Aries. Para nuestro tiempo, se ha movido casi 30?, hacia la constelación de Piscis, y el punto del equinoccio de otoño se ha movido de la constelación de Libra a la constelación de Virgo.

Pero según la tradición, los puntos de los equinoccios están designados por los signos anteriores de las constelaciones "equinocciales" anteriores: Aries y Libra. Lo mismo sucedió con los puntos de solsticio: el verano en la constelación de Tauro está marcado por el signo de Cáncer, y el invierno en la constelación de Sagitario está marcado por el signo de Capricornio. Y finalmente, lo último está relacionado con el aparente movimiento anual del Sol. La mitad de la eclíptica desde el equinoccio de primavera hasta el equinoccio de otoño (del 21 de marzo al 23 de septiembre) el Sol tarda 186 días. La segunda mitad, desde el equinoccio de otoño hasta el equinoccio de primavera, dura 179 días (180 en un año bisiesto). Pero después de todo, las mitades de la eclíptica son iguales: cada una es 180?. Por lo tanto, el Sol se mueve a lo largo de la eclíptica de manera desigual. Este desnivel se explica por un cambio en la velocidad del movimiento de la Tierra en una órbita elíptica alrededor del Sol. El movimiento desigual del Sol a lo largo de la eclíptica conduce a diferentes duraciones de las estaciones. Para los residentes del hemisferio norte, por ejemplo, la primavera y el verano duran seis días más que el otoño y el invierno. La Tierra del 2 al 4 de junio se encuentra a una distancia del Sol de 5 millones de kilómetros más larga que la del 2 al 3 de enero, y se mueve en su órbita más lentamente de acuerdo con la segunda ley de Kepler. En verano, la Tierra recibe menos calor del Sol, pero el verano en el hemisferio norte es más largo que el invierno. Por lo tanto, el hemisferio norte es más cálido que el hemisferio sur.

1 Movimiento anual del Sol y el sistema de coordenadas de la eclíptica

El sol, junto con la rotación diaria, se mueve lentamente por toda la esfera celeste en dirección opuesta a lo largo de un gran círculo durante el año, llamado eclíptica. La eclíptica está inclinada con respecto al ecuador celeste en un ángulo Ƹ, cuyo valor actualmente es cercano a 23 26´. La eclíptica se cruza con el ecuador celeste en el punto de primavera ♈ (21 de marzo) y otoño Ω (23 de septiembre) equinoccios. Los puntos de la eclíptica, a 90 de los equinoccios, son los puntos de los solsticios de verano (22 de junio) e invierno (22 de diciembre). Las coordenadas ecuatoriales del centro del disco solar cambian continuamente durante el año de 0h a 24h (ascensión recta) - longitud eclíptica ϒm, contada desde el equinoccio vernal hasta el círculo de latitud. Y de 23 26´ a -23 26´ (declinación) - latitud eclíptica, medida de 0 a +90 al polo norte y de 0 a -90 al polo sur. Las constelaciones del zodiaco son las constelaciones que se encuentran en la línea de la eclíptica. Se encuentra en la línea eclíptica de 13 constelaciones: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario, Piscis y Ofiuco. Pero no se menciona la constelación de Ofiuco, aunque el Sol está en ella la mayor parte del tiempo de las constelaciones de Sagitario y Escorpio. Esto se hace por conveniencia. Cuando el Sol está bajo el horizonte a alturas de 0 a -6 - dura el crepúsculo civil, y de -6 a -18 - crepúsculo astronómico.

2 Tiempo de medición

La medida del tiempo se basa en observaciones de la rotación diaria de la cúpula y el movimiento anual del Sol, es decir rotación de la tierra sobre su eje y sobre la revolución de la tierra alrededor del sol.

La duración de la unidad básica de tiempo, llamada día, depende de un punto elegido en el cielo. En astronomía, tales puntos se toman:

El equinoccio vernal ♈ ( tiempo sideral);

El centro del disco visible del Sol ( verdadero sol, tiempo solar verdadero);

- sol malo - un punto ficticio cuya posición en el cielo se puede calcular teóricamente para cualquier momento en el tiempo ( hora solar media)

El año tropical se usa para medir largos periodos de tiempo, basado en el movimiento de la Tierra alrededor del Sol.

año tropical- el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del centro del verdadero centro del Sol a través del equinoccio vernal. Contiene 365,2422 días solares medios.

Debido al movimiento lento del punto. equinoccio de primavera hacia el sol, causado precesión, en relación con las estrellas, el Sol está en el mismo punto del cielo después de un intervalo de tiempo de 20 minutos. 24 seg. más largo que el año tropical. Se llama año estrella y contiene 365,2564 días solares medios.

3 tiempo sideral

El intervalo de tiempo entre dos clímax sucesivos del equinoccio vernal en el mismo meridiano geográfico se llama dias siderales.

El tiempo sideral se mide por el ángulo horario del equinoccio vernal: S=t ♈ , y es igual a la suma de la ascensión recta y el ángulo horario de cualquier estrella: S = α + t.

El tiempo sideral en cualquier momento es igual a la ascensión recta de cualquier lumbrera más su ángulo horario.

En el momento de la culminación superior del sol su ángulo horario t=0, y S = α.

4 hora solar verdadera

El intervalo de tiempo entre dos clímax sucesivos del Sol (el centro del disco solar) en el mismo meridiano geográfico se llama Soy verdaderos dias soleados.

El comienzo de un verdadero día solar en un meridiano dado se toma como el momento de la culminación inferior del Sol ( verdadera medianoche).

El tiempo desde la culminación inferior del Sol hasta cualquier otra posición, expresado en fracciones de un día solar verdadero, se llama hora solar verdadera Tʘ

verdadero tiempo solar expresado en términos del ángulo horario del Sol, aumentado en 12 horas: Т ʘ = t ʘ + 12 h

5 Hora solar media

Para que el día tenga una duración constante y a la vez esté asociado al movimiento del Sol, se introducen en astronomía los conceptos de dos puntos ficticios:

Eclíptica media y Sol ecuatorial medio.

El Sol medio de la eclíptica (cf. eclip. S.) se mueve uniformemente a lo largo de la eclíptica a una velocidad media.

El Sol ecuatorial promedio se mueve a lo largo del ecuador a una velocidad constante del Sol eclíptico promedio y simultáneamente pasa el equinoccio vernal.

El intervalo de tiempo entre dos clímax sucesivos del Sol ecuatorial medio en el mismo meridiano geográfico se llama día solar promedio.

El tiempo transcurrido desde la culminación inferior del Sol ecuatorial medio hasta cualquiera de sus posiciones, expresado en fracciones de un día solar medio, se denomina hora solar mediaTmetro.

hora solar media Tmetro en un meridiano dado en cualquier momento es numéricamente igual al ángulo horario del Sol: Tmetro= t metro+ 12h

El tiempo promedio difiere del verdadero por el valor ecuaciones de tiempo: Tmetro= Tʘ +n .

6 Hora universal, estándar y estándar

Mundo:

El tiempo solar medio local del meridiano de Greenwich se llama tiempo universal o universal T 0 .

La hora solar media local de cualquier punto de la Tierra está determinada por: Tmetro= T 0+λh

tiempo estándar:

El tiempo se mantiene en 24 meridianos geográficos principales ubicados entre sí a una longitud exacta de 15 (o 1 hora) aproximadamente en el medio de cada zona horaria. El meridiano cero principal se considera Greenwich. La hora estándar es la hora universal más el número de zona horaria: T P \u003d T 0+n

Maternidad:

En Rusia, en la vida práctica, hasta marzo de 2011, se utilizó el tiempo de maternidad:

TD \u003d TP+ 1 h.

La hora del decreto de la segunda zona horaria en la que se encuentra Moscú se llama hora de Moscú. En el período de verano (abril-octubre), las manecillas del reloj se adelantaron una hora y en el invierno regresaron hace una hora.

7 Refracción

La posición aparente de las luminarias sobre el horizonte difiere de la calculada por las fórmulas. Los rayos de un objeto celeste, antes de entrar en el ojo del observador, atraviesan la atmósfera terrestre y se refractan en ella. Y como la densidad aumenta hacia la superficie de la Tierra, el haz de luz se desvía cada vez más en la misma dirección a lo largo de una línea curva, de modo que la dirección OM 1, a lo largo de la cual el observador ve la estrella, resulta desviada hacia el cenit y no coincide con la dirección OM 2, por la que vería la luminaria en ausencia de atmósfera.

El fenómeno de la refracción de los rayos de luz durante el paso de la atmósfera terrestre se llama fenómeno astronómico. refracción. El ángulo M 1 OM 2 se llama ángulo de refracción o refracción ρ.

El ángulo ZOM 1 se denomina distancia cenital aparente de la estrella zʹ, y el ángulo ZOM 2 se denomina distancia cenital verdadera z: z - zʹ = ρ, es decir la distancia real de la luminaria es mayor que la visible en un valor ρ.

En la línea del horizonte refracción es en promedio igual a 35'.

Debido a la refracción, se observan cambios en la forma de los discos del Sol y la Luna cuando salen o se ponen.

Coloque una silla en el centro de la habitación y, girándose hacia ella, haga varios círculos a su alrededor. Y no importa que la silla esté inmóvil: le parecerá que se mueve en el espacio, porque será visible en el contexto de varios elementos del mobiliario de la habitación.

De la misma manera, la Tierra gira alrededor del Sol, y nos parece a nosotros, los habitantes de la Tierra, que el Sol se mueve contra el fondo de las estrellas, dando una vuelta completa a través del cielo en un año. Este movimiento del Sol se llama anual. Además, el Sol, como todos los demás cuerpos celestes, participa en el movimiento diario del cielo.

El camino entre las estrellas a lo largo del cual ocurre el movimiento anual del Sol se llama eclíptica.

El Sol hace una revolución completa a lo largo de la eclíptica en un año, es decir en unos 365 días, por lo que el Sol se mueve 360°/365≈1° por día.

Dado que el Sol se mueve aproximadamente a lo largo de la misma trayectoria de un año a otro, es decir, la posición de la eclíptica entre las estrellas cambia con el tiempo muy, muy lentamente, la eclíptica se puede trazar en un mapa del cielo estrellado:

Aquí la línea morada es el ecuador celeste. Arriba está la parte del hemisferio norte del cielo adyacente al ecuador, debajo está la parte ecuatorial del hemisferio sur.

La línea ondulada gruesa representa la trayectoria anual del Sol a través del cielo, es decir, eclíptica. En la parte superior está escrito qué estación del año comienza en el hemisferio norte de la Tierra, cuando el Sol está en la región correspondiente del cielo.

La imagen del Sol en el mapa se mueve a lo largo de la eclíptica de derecha a izquierda.

Durante el año, el Sol logra visitar las 12 constelaciones del zodiaco y una más, en Ofiuco (del 29 de noviembre al 17 de diciembre),

Hay cuatro puntos especiales en la eclíptica.

BP es el equinoccio vernal. El sol, al pasar por el equinoccio vernal, cae desde el hemisferio sur del cielo hacia el norte.

LS - el punto del solsticio de verano, - el punto de la eclíptica, ubicado en el hemisferio norte del cielo y el más distante del ecuador celeste.

OR es el punto del equinoccio de otoño. El sol, pasando por el punto del equinoccio de otoño, cae desde el hemisferio norte del cielo hacia el sur.

ZS - el punto del solsticio de invierno, - el punto de la eclíptica, ubicado en el hemisferio sur del cielo y el más distante del ecuador celeste.

punto de la eclíptica	El sol está en un punto dado de la eclíptica.	Inicio de la temporada astronómica
equinoccio de primavera
Solsticio de verano
equinoccio de otoño
solsticio de invierno

Finalmente, ¿cómo sabes que el Sol realmente se está moviendo por el cielo entre las estrellas?

Actualmente, esto no es un problema en absoluto, porque. las estrellas más brillantes son visibles a través de un telescopio incluso durante el día, por lo que el movimiento del Sol entre las estrellas con la ayuda de un telescopio puede, si se desea, verse con los propios ojos.

En la era pretelescópica, los astrónomos medían la longitud de la sombra del gnomon, un polo vertical, lo que les permitía determinar la distancia angular entre el Sol y el ecuador celeste. Además, no observaron el Sol mismo, sino estrellas diametralmente opuestas al Sol, es decir, esas estrellas que estaban más altas sobre el horizonte a la medianoche. Como resultado, los antiguos astrónomos determinaron la posición del Sol en el cielo y, en consecuencia, la posición de la eclíptica entre las estrellas.