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

Prawdziwy ruch ziemi

Aby zrozumieć zasadę pozornego ruchu Słońca i innych źródeł światła w sferze niebieskiej, najpierw rozważymy prawdziwy ruch ziemi. Ziemia jest jedną z planet. Ciągle obraca się wokół własnej osi.

Jego okres obrotu jest równy jednemu dniu, dlatego obserwatorowi znajdującemu się na Ziemi wydaje się, że wszystkie ciała niebieskie krążą wokół Ziemi ze wschodu na zachód w tym samym okresie.

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

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

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

Ale ciała Układu Słonecznego - Słońce, Księżyc i planety, które są stosunkowo blisko Ziemi, i łatwo możemy zauważyć zmianę ich pozycji. Tak więc Słońce wraz ze wszystkimi oprawami uczestniczy w codziennym ruchu i jednocześnie ma swój własny ruch widzialny (nazywa się to ruch roczny) ze względu na ruch ziemi wokół Słońca.

Pozorny roczny ruch Słońca na sferze niebieskiej

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

Duży okrąg na sferze niebieskiej, wzdłuż którego zachodzi pozorny roczny ruch Słońca, nazywa się ekliptyka. Ekliptyka to greckie słowo, które oznacza zaćmienie. Okrąg ten został tak nazwany, ponieważ zaćmienia Słońca i Księżyca występują tylko wtedy, gdy obie oprawy znajdują się na tym okręgu.

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

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

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

Nachylenie ekliptyki do równika nie pozostaje stałe (ze względu na wpływ sił przyciągania Słońca i Księżyca na Ziemię), dlatego w 1896 roku, zatwierdzając stałe astronomiczne, postanowiono rozważyć nachylenie ekliptyki do równika średnio równa 23°27'8″,26.

Równik niebieski i płaszczyzna ekliptyki

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

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

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

W momencie przesilenia letniego Słońce pojawia się 22 czerwca, a w punkcie przesilenia zimowego - 22 grudnia. Przez kilka dni zbliżonych do dat przesileń południowa wysokość Słońca pozostaje prawie niezmieniona, w związku z czym te punkty otrzymały swoją nazwę. Kiedy Słońce jest w przesileniu letnim, dzień na półkuli północnej jest najdłuższy, a noc najkrótsza, a gdy jest przesilenie zimowe, jest odwrotnie.

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

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

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

Współrzędne równikowe Słońca w ciągu roku

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

Nierównomierny ruch Słońca po ekliptyce wynika z faktu, że Ziemia przez cały okres obrotu wokół Słońca nie porusza się po orbicie z taką samą prędkością. Słońce znajduje się w jednym z ognisk eliptycznej orbity Ziemi.

Od Drugie prawo Keplera Wiadomo, że linia łącząca Słońce i planetę obejmuje równe obszary w równych odstępach czasu. Zgodnie z tym prawem Ziemia będąc najbliżej Słońca, czyli in peryhelium, porusza się szybciej i jest najdalej od Słońca, czyli in aphelium- wolniej.

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

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

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

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

§ 52. Pozorny ruch roczny Słońca i jego wyjaśnienie

Obserwując dobowy ruch Słońca w ciągu roku, można łatwo zauważyć w jego ruchu szereg cech różniących się od dobowego ruchu gwiazd. Najbardziej charakterystyczne z nich są następujące.

1. Miejsce wschodu i zachodu słońca, a co za tym idzie jego azymut zmienia się z dnia na dzień. Począwszy od 21 marca (kiedy Słońce wschodzi w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim) do 23 września, wschód słońca obserwuje się w dzielnicy północno-wschodniej, a zachód słońca w dzielnicy północno-zachodniej. Na początku tego czasu punkty wschodu i zachodu słońca przesuwają się na północ, a potem w przeciwnym kierunku. 23 września, podobnie jak 21 marca, Słońce wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie. Od 23 września do 21 marca podobne zjawisko będzie się powtarzać w dzielnicach południowo-wschodniej i południowo-zachodniej. Ruch punktów wschodu i zachodu słońca ma okres jednego roku.

Gwiazdy zawsze wschodzą i zachodzą w tych samych punktach na horyzoncie.

2. Południkowa wysokość Słońca zmienia się każdego dnia. Np. w Odessie (cp = 46°,5 N) 22 czerwca będzie największy i równy 67°, potem zacznie spadać i 22 grudnia osiągnie najniższą wartość 20°. Po 22 grudnia południkowa wysokość Słońca zacznie rosnąć. Zjawisko to jest również okresem rocznym. Wysokość południkowa gwiazd jest zawsze stała. 3. Długość czasu pomiędzy kulminacjami dowolnej gwiazdy i Słońca stale się zmienia, podczas gdy długość czasu pomiędzy dwoma kulminacjami tych samych gwiazd pozostaje stała. Tak więc o północy widzimy kulminację konstelacji, które obecnie znajdują się po przeciwnej stronie kuli od Słońca. Następnie niektóre konstelacje ustępują miejsca innym i w ciągu roku o północy wszystkie konstelacje kończą się kolejno.

4. Długość dnia (lub nocy) nie jest stała przez cały rok. Jest to szczególnie widoczne, jeśli porównamy długość letnich i zimowych dni na dużych szerokościach geograficznych, na przykład w Leningradzie, ponieważ czas, w którym Słońce znajduje się nad horyzontem w ciągu roku jest inny. Gwiazdy nad horyzontem to zawsze tyle samo czasu.

Tak więc Słońce oprócz dziennego ruchu wykonywanego razem z gwiazdami ma również widoczny ruch po sferze z okresem rocznym. Ten ruch nazywa się widocznym roczny ruch Słońca na sferze niebieskiej.

Najbardziej wizualną reprezentację tego ruchu Słońca uzyskamy, jeśli będziemy codziennie wyznaczać jego współrzędne równikowe - rektascencję a i deklinację b. Następnie, korzystając ze znalezionych wartości współrzędnych, wykreślamy punkty na pomocniczej sferze niebieskiej i łączymy je gładkim krzywa. W rezultacie na kuli otrzymujemy duży okrąg, który wskaże drogę pozornego rocznego ruchu Słońca. Okrąg na sferze niebieskiej, po którym porusza się Słońce, nazywa się ekliptyką. Płaszczyzna ekliptyki jest nachylona do płaszczyzny równika pod stałym kątem g \u003d \u003d 23 ° 27”, co nazywa się kątem nachylenia ekliptyka do równika(Rys. 82).

Ryż. 82.

Pozorny roczny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki następuje w kierunku przeciwnym do obrotu sfery niebieskiej, czyli z zachodu na wschód. Ekliptyka przecina się z równikiem niebieskim w dwóch punktach, które nazywamy równonocą. Punkt, w którym Słońce przesuwa się z półkuli południowej na północną i dlatego zmienia nazwę deklinacji z południa na północ (tj. z bS na bN), nazywamy punktem Równonoc wiosenna i jest oznaczony ikoną Y. Ta ikona wskazuje konstelację Barana, w której kiedyś znajdował się ten punkt. Dlatego czasami nazywa się to punktem Barana. Punkt T znajduje się obecnie w konstelacji Ryb.

Przeciwny punkt, w którym Słońce przesuwa się z półkuli północnej na południową i zmienia nazwę swojej deklinacji z b N na b S, nazywa się punkt równonocy jesiennej. Jest oznaczony znakiem konstelacji Wagi O, w której kiedyś się znajdował. Jesienna równonoc jest obecnie w gwiazdozbiorze Panny.

Punkt L nazywa się punkt letni, i punkt L" - punkt przesilenia zimowe.

Prześledźmy pozorny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki w ciągu roku.

Słońce pojawia się w wiosennej równonocy 21 marca. Rektascencja a i deklinacja słoneczna b wynoszą zero. Na całym świecie Słońce wschodzi w punkcie Ost i zachodzi w punkcie W, a dzień równa się nocy. Od 21 marca Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki w kierunku punktu przesilenia letniego. Rektascencja i deklinacja Słońca stale rosną. Na półkuli północnej nadchodzi astronomiczna wiosna, a na półkuli południowej jesień.

22 czerwca, po około 3 miesiącach, Słońce zbliża się do punktu przesilenia letniego L. Rektascencja Słońca a \u003d 90 °, deklinacja b \u003d 23 ° 27 "N. Na półkuli północnej zaczyna się lato astronomiczne (najdłuższe dni i najkrótsze noce), a na południu zima (najdłuższe noce i najkrótsze dni)... W miarę przesuwania się Słońca, jego północna deklinacja zaczyna się zmniejszać, podczas gdy rektascensja nadal rośnie.

Około trzy miesiące później, 23 września, Słońce dochodzi do punktu równonocy jesiennej Q. Rektascensja Słońca a=180°, deklinacja b=0°. Ponieważ b \u003d 0 ° (jak 21 marca), to dla wszystkich punktów na powierzchni ziemi Słońce wschodzi w punkcie O st i zachodzi w punkcie W. Dzień będzie równy nocy. Nazwa deklinacji Słońca zmienia się z północnego 8n na południową - bS. Astronomiczna jesień pojawia się na półkuli północnej, a wiosna na półkuli południowej. Wraz z dalszym ruchem Słońca wzdłuż ekliptyki do punktu przesilenia zimowego U wzrasta deklinacja 6 i rektascensja aO.

22 grudnia Słońce zbliża się do punktu przesilenia zimowego L ”. Rektascencja a \u003d 270 ° i deklinacja b \u003d 23 ° 27" S. Na półkuli północnej nadchodzi astronomiczna zima, a na półkuli południowej lato.

Po 22 grudnia Słońce przesuwa się do punktu T. Nazwa jego deklinacji pozostaje na południe, ale maleje, a rektascensja wzrasta. Około 3 miesiące później, 21 marca, Słońce, po wykonaniu pełnego obrotu wzdłuż ekliptyki, powraca do punktu Barana.

Zmiany rektascensji i deklinacji Słońca w ciągu roku nie pozostają stałe. Do obliczeń przybliżonych przyjmuje się, że dzienna zmiana rektascensji Słońca jest równa 1 °. Za zmianę deklinacji na dzień przyjmuje się 0°,4 na miesiąc przed równonocą i miesiąc po, a zmianę 0°,1 na miesiąc przed przesileniem i miesiąc po przesileniu; przez resztę czasu przyjmuje się, że zmiana deklinacji Słońca jest równa 0 °,3.

Specyfika zmiany rektascensji Słońca odgrywa ważną rolę w wyborze podstawowych jednostek pomiaru czasu.

Równonoc wiosenna przesuwa się wzdłuż ekliptyki w kierunku rocznego ruchu Słońca. Jego roczny ruch to 50", 27 lub zaokrąglone 50", 3 (dla 1950). W konsekwencji, Słońce nie osiąga swojego pierwotnego miejsca względem gwiazd stałych o 50”3. Aby Słońce przeszło wskazaną ścieżkę, potrzebna będzie 20 mm m 24 s. Z tego powodu sprężyna

Pojawia się przed końcem Słońca, a jego widoczny roczny ruch to pełne koło o 360 ° względem gwiazd stałych. Przesunięcie w momencie nadejścia wiosny odkrył Hipparch w II wieku p.n.e. pne mi. z obserwacji gwiazd dokonanych na wyspie Rodos. Nazwał to zjawisko precesją równonocy lub precesją.

Zjawisko ruchu równonocy wiosennej wymusiło wprowadzenie pojęć lat tropikalnych i syderycznych. Rok tropikalny to okres, w którym Słońce dokonuje całkowitej rewolucji w sferze niebieskiej względem punktu równonocy wiosennej T. „Czas trwania roku tropikalnego wynosi 365,2422 dni. Rok tropikalny jest zgodny ze zjawiskami naturalnymi i dokładnie zawiera pełny cykl pór roku: wiosna, lato, jesień i zima.

Rok gwiezdny to okres, w którym Słońce dokonuje całkowitej rewolucji w sferze niebieskiej względem gwiazd. Czas trwania roku gwiezdnego wynosi 365,2561 dni. Rok gwiezdny jest dłuższy niż rok tropikalny.

W swoim pozornym rocznym ruchu na sferze niebieskiej Słońce przechodzi między różnymi gwiazdami znajdującymi się wzdłuż ekliptyki. Już w czasach starożytnych gwiazdy te były podzielone na 12 konstelacji, z których większość otrzymała imiona zwierząt. Pas nieba wzdłuż ekliptyki utworzony przez te konstelacje nazwano Zodiakiem (krąg zwierząt), a konstelacje nazwano zodiakiem.

Zgodnie z porami roku Słońce przechodzi przez następujące konstelacje:

Ze wspólnego ruchu Słońca - rocznego wzdłuż ekliptyki i dziennego spowodowanego obrotem sfery niebieskiej, powstaje ogólny ruch Słońca wzdłuż linii spiralnej. Skrajne równoleżniki tej linii są usuwane po obu stronach równika w odległości β=23°,5.

22 czerwca, kiedy Słońce opisuje ekstremalny dobowy równoleżnik na północnej półkuli niebieskiej, znajduje się ono w konstelacji Bliźniąt. W odległej przeszłości Słońce znajdowało się w gwiazdozbiorze Raka. 22 grudnia Słońce znajduje się w konstelacji Strzelca, a w przeszłości znajdowało się w konstelacji Koziorożca. Dlatego skrajny północny równoleżnik niebieski został nazwany Zwrotnikiem Raka, a południowy - Zwrotnikiem Koziorożca. Odpowiednie ziemskie równoleżniki o szerokościach geograficznych cp = bemax = 23 ° 27 "na półkuli północnej nazywano Zwrotnikiem Raka lub zwrotnikiem północnym, a na południu - Zwrotnikiem Koziorożca lub zwrotnikiem południowym.

We wspólnym ruchu Słońca, który zachodzi wzdłuż ekliptyki z jednoczesnym obrotem sfery niebieskiej, występuje szereg cech: zmienia się długość dobowego równoleżnika nad i pod horyzontem (a w konsekwencji długość dnia i nocy), południkowe wysokości Słońca, punkty wschodu i zachodu słońca itp. Wszystkie te zjawiska zależą od relacji między szerokością geograficzną miejsca a deklinacją Słońca. Dlatego dla obserwatora znajdującego się na różnych szerokościach geograficznych będą one różne.

Rozważ te zjawiska w niektórych szerokościach geograficznych:

1. Obserwator znajduje się na równiku, cp = 0°. Oś świata leży w płaszczyźnie prawdziwego horyzontu. Równik niebieski pokrywa się z pierwszym pionem. Dzienne równoleżniki Słońca są równoległe do pierwszego pionu, więc Słońce w swoim dziennym ruchu nigdy nie przecina pierwszego pionu. Słońce wschodzi i zachodzi codziennie. Dzień jest zawsze równy nocy. Słońce jest w zenicie dwa razy w roku – 21 marca i 23 września.

Ryż. 83.

2. Obserwator znajduje się na szerokości geograficznej φ
3. Obserwator znajduje się na szerokości 23°27"
4. Obserwator znajduje się na szerokości geograficznej φ\u003e 66 ° 33 "N lub S (ryc. 83). Pas jest biegunowy. Równolegle φ \u003d 66 ° 33" N lub S nazywane są kołami biegunowymi. Dni i noce polarne można zaobserwować w pasie polarnym, tj. gdy Słońce znajduje się nad horyzontem dłużej niż jeden dzień lub pod horyzontem dłużej niż jeden dzień. Im dłuższe dni i noce polarne, tym większa szerokość geograficzna. Słońce wschodzi i zachodzi tylko w te dni, kiedy jego deklinacja jest mniejsza niż 90°-φ.

5. Obserwator znajduje się na biegunie φ=90°N lub S. Oś świata pokrywa się z pionem, a więc równik z płaszczyzną prawdziwego horyzontu. Pozycja południka obserwatora będzie niepewna, więc brakuje części świata. W ciągu dnia Słońce porusza się równolegle do horyzontu.

W dni równonocy występują polarne wschody lub zachody słońca. W dniach przesileń wysokość Słońca osiąga największe wartości. Wysokość Słońca jest zawsze równa jego deklinacji. Dzień polarny i noc polarna trwają 6 miesięcy.

Tak więc, ze względu na różne zjawiska astronomiczne spowodowane łącznym dobowym i rocznym ruchem Słońca na różnych szerokościach geograficznych (przechodzenie przez zenit, zjawiska polarnego dnia i nocy) oraz cechy klimatyczne spowodowane tymi zjawiskami, powierzchnia Ziemi dzieli się na strefy tropikalne, umiarkowane i polarne.

pas tropikalny nazywana jest część powierzchni ziemi (między szerokościami geograficznymi φ \u003d 23 ° 27 „N i 23 ° 27” S), w której Słońce wschodzi i zachodzi każdego dnia i dwa razy w roku znajduje się w zenicie. Strefa tropikalna zajmuje 40% całej powierzchni ziemi.

strefa umiarkowana nazywana częścią powierzchni ziemi, w której słońce wschodzi i zachodzi każdego dnia, ale nigdy w zenicie. Istnieją dwie strefy umiarkowane. Na półkuli północnej pomiędzy szerokościami geograficznymi φ = 23°27”N i φ = 66°33”N, a na półkuli południowej pomiędzy szerokościami geograficznymi φ=23°27”S i φ=66°33”S. Strefy umiarkowane zajmują 50% powierzchni Ziemi.

pas polarny nazywana częścią powierzchni Ziemi, w której obserwuje się polarne dni i noce. Istnieją dwa pasy polarne. Północny pas polarny rozciąga się od szerokości geograficznej φ \u003d 66 ° 33 „N do bieguna północnego, a południowego - od φ \u003d 66 ° 33” S do bieguna południowego. Zajmują 10% powierzchni Ziemi.

Mikołaj Kopernik (1473-1543) jako pierwszy podał poprawne wyjaśnienie pozornego rocznego ruchu Słońca na sferze niebieskiej. Pokazał, że roczny ruch Słońca w sferze niebieskiej nie jest jego rzeczywistym ruchem, a jedynie ruchem widzialnym, odzwierciedlającym roczny ruch Ziemi wokół Słońca. System świata kopernikańskiego nazwano heliocentrycznym. Zgodnie z tym układem Słońce znajduje się w centrum Układu Słonecznego, wokół którego poruszają się planety, w tym nasza Ziemia.

Ziemia uczestniczy jednocześnie w dwóch ruchach: obraca się wokół własnej osi i porusza się po elipsie wokół Słońca. Obrót Ziemi wokół własnej osi powoduje zmianę dnia i nocy. Jego ruch wokół Słońca powoduje zmianę pór roku. Ze wspólnego obrotu Ziemi wokół własnej osi i ruchu wokół Słońca następuje pozorny ruch Słońca w sferze niebieskiej.

Aby wyjaśnić pozorny roczny ruch Słońca w sferze niebieskiej, posłużymy się ryc. 84. W centrum znajduje się Słońce S, wokół którego Ziemia porusza się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Oś Ziemi zachowuje niezmienione położenie w przestrzeni i tworzy z płaszczyzną ekliptyki kąt równy 66° 33. W związku z tym płaszczyzna równika jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem e = 23° 27". Następnie pojawia się sfera niebieska z ekliptyką i znakami konstelacji Zodiaku wpisanymi na niej w ich obecnej lokalizacji.

Ziemia zajmuje pozycję I 21 marca. Widziane z Ziemi, Słońce jest rzutowane na sferę niebieską w punkcie T, znajdującym się obecnie w konstelacji Ryb. Deklinacja Słońca be=0°. Obserwator znajdujący się na równiku Ziemi widzi Słońce w południe w jego zenicie. Wszystkie równoleżniki ziemskie są oświetlone o połowę, dlatego we wszystkich punktach powierzchni Ziemi dzień jest równy nocy. Astronomiczna wiosna zaczyna się na półkuli północnej, a jesień zaczyna się na półkuli południowej.

Ryż. 84.

Ziemia wchodzi na pozycję II 22 czerwca. Deklinacja słońca b=23°,5N. Patrząc z Ziemi, Słońce jest rzutowane na konstelację Bliźniąt. Dla obserwatora znajdującego się na szerokości geograficznej φ = 23 °, 5N, (Słońce przechodzi przez zenit w południe. Większość równoleżników dziennych jest oświetlona na półkuli północnej, a mniejsza część na południowej. Północny pas polarny jest oświetlony, a południowy nie jest oświetlony.Na północy trwa dzień polarny, a na południu noc polarna.Na półkuli północnej Ziemi promienie Słońca padają prawie pionowo, a na półkuli południowej - pod kątem, więc Astronomiczne lato nadchodzi na półkuli północnej, a zima na półkuli południowej.

Ziemia wejdzie na pozycję III 23 września. Deklinacja Słońca wynosi bo=0° i jest rzutowana na punkt Wagi, który obecnie znajduje się w gwiazdozbiorze Panny. Obserwator na równiku widzi w południe słońce w zenicie. Wszystkie równoleżniki ziemskie są w połowie oświetlone przez Słońce, dlatego we wszystkich punktach Ziemi dzień jest równy nocy. Astronomiczna jesień zaczyna się na półkuli północnej, a wiosna zaczyna się na półkuli południowej.

22 grudnia Ziemia zajmuje IV pozycję Słońce jest rzutowane na konstelację Strzelca. Deklinacja słońca 6=23°,5S. Na półkuli południowej oświetlone jest więcej równoleżników dobowych niż na półkuli północnej, więc na półkuli południowej dzień jest dłuższy niż noc, a na półkuli północnej jest odwrotnie. Promienie słoneczne padają prawie pionowo na półkulę południową i pod kątem na półkulę północną. Dlatego na półkuli południowej nadchodzi lato astronomiczne, a na półkuli północnej zima. Słońce oświetla południowy pas polarny i nie oświetla północnego. Dzień polarny obserwuje się w południowym pasie polarnym, a noc w północnym.

Odpowiednie wyjaśnienia można podać dla innych pośrednich pozycji Ziemi.

Do przodu
Spis treści
Z powrotem

Dzienna ścieżka Słońca. Każdego dnia, gdy wschodzi z horyzontu po wschodniej stronie nieba, Słońce przechodzi przez niebo i ponownie chowa się na zachodzie. Dla mieszkańców półkuli północnej ruch ten odbywa się od lewej do prawej, dla południowców - od prawej do lewej. W południe Słońce osiąga największą wysokość lub, jak mówią astronomowie, osiąga kulminację. Najwyższym punktem kulminacyjnym jest południe, jest też punkt kulminacyjny dolny - o północy. Na naszych średnich szerokościach geograficznych dolna kulminacja Słońca nie jest widoczna, ponieważ występuje poniżej horyzontu. Ale za kołem podbiegunowym, gdzie Słońce czasami latem nie zachodzi, można zaobserwować zarówno górną, jak i dolną kulminację. Na biegunie geograficznym dzienna droga Słońca jest prawie równoległa do horyzontu. Pojawiając się w dniu równonocy wiosennej, Słońce wschodzi coraz wyżej przez ćwierć roku, zataczając kręgi nad horyzontem. W dniu przesilenia letniego osiąga maksymalną wysokość (23,5?).

Przez następny kwartał roku, przed równonocą jesienną, zachodzi Słońce. To jest dzień polarny. Potem na pół roku zapada noc polarna. Na średnich szerokościach widoczna dzienna ścieżka Słońca albo skraca się, albo zwiększa się w ciągu roku. Jest najniższy w czasie przesilenia zimowego, a najwyższy w przesileniu letnim. Podczas równonocy Słońce znajduje się na równiku niebieskim. Jednocześnie wznosi się w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim. W okresie od wiosennej równonocy do letniego przesilenia miejsce wschodu słońca przesuwa się nieznacznie od punktu wschodu słońca w lewo, na północ. A miejsce wejścia odsuwa się od punktu zachodniego w prawo, choć także na północ. W dniu przesilenia letniego Słońce pojawia się na północnym wschodzie, a w południe osiąga kulminację na najwyższej wysokości w roku. Słońce zachodzi na północnym zachodzie. Wtedy miejsca wschodu i zachodu słońca cofają się na południe. Podczas przesilenia zimowego Słońce wschodzi na południowym wschodzie, przecina południk niebieski w najniższym punkcie i zachodzi na południowym zachodzie. Należy pamiętać, że z powodu załamania (czyli załamania promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej) pozorna wysokość oprawy jest zawsze większa niż rzeczywista. Dlatego wschód słońca następuje wcześniej, a zachód później, niż gdyby nie było atmosfery. Tak więc dzienna droga Słońca to mały okrąg sfery niebieskiej, równoległy do ​​równika niebieskiego. Jednocześnie w ciągu roku Słońce porusza się względem równika niebieskiego albo na północ, albo na południe. Dzienne i nocne etapy jego podróży nie są takie same. Są równe tylko w dni równonocy, kiedy Słońce znajduje się na równiku niebieskim.

Roczna ścieżka Słońca Wyrażenie „droga Słońca wśród gwiazd” wyda się komuś dziwne. W dzień nie widać gwiazd. Dlatego niełatwo zauważyć, że Słońce jest wolne, o około 1? dziennie, porusza się między gwiazdami od prawej do lewej. Ale możesz zobaczyć, jak zmienia się wygląd gwiaździstego nieba w ciągu roku. Wszystko to jest konsekwencją rewolucji Ziemi wokół Słońca. Trasa widocznego rocznego ruchu Słońca na tle gwiazd nazywana jest ekliptyką (z greckiego „eclipsis” – „zaćmienie”), a okres obrotu wzdłuż ekliptyki nazywany jest rokiem gwiezdnym. Jest to 265 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund, czyli 365,2564 dni słonecznych. Ekliptyka i równik niebieski przecinają się pod kątem 23?26" w punktach równonocy wiosennej i jesiennej. W pierwszym z tych punktów Słońce zwykle dzieje się 21 marca, kiedy przechodzi z półkuli południowej nieba do północnej. W drugim, 23 września, kiedy przechodzą ze swojej północnej półkuli na południe. W najdalszym punkcie ekliptyki na północ Słońce jest 22 czerwca (przesilenie letnie), a na południu - 22 grudnia (przesilenie zimowe).W roku przestępnym daty te są przesunięte o jeden dzień.Spośród czterech punktów na ekliptyce głównym punktem jest równonoc wiosenna.To od niej mierzy się jedną ze współrzędnych niebieskich - po prawej wniebowstąpienie.Służy również do zliczania czasu syderycznego i roku tropikalnego - odstępu czasu między dwoma kolejnymi przejściami środka Słońca przez punkt równonocy wiosennej.Rok zwrotnikowy determinuje zmianę pór roku na naszej planecie.Od punktu równonocy wiosennej powoli porusza się wśród gwiazd ze względu na precesję osi Ziemi, czas trwania zwrotnika około roku krócej niż czas trwania działania syderycznego. Jest 365.2422 średnich dni słonecznych. Około 2 tysiące lat temu, kiedy Hipparch sporządził swój katalog gwiazd (pierwszy, który dotarł do nas w całości), równonoc wiosenna była w gwiazdozbiorze Barana. Do naszych czasów przesunęła się o prawie 30 stopni do konstelacji Ryb, a punkt równonocy jesiennej przesunął się z konstelacji Wagi do konstelacji Panny.

Ale zgodnie z tradycją punkty równonocy są wyznaczone przez dawne znaki dawnych konstelacji „równonocnych” - Barana i Wagi. To samo stało się z punktami przesilenia: lato w gwiazdozbiorze Byka jest oznaczone znakiem Raka, a zima w gwiazdozbiorze Strzelca jest oznaczona znakiem Koziorożca. I wreszcie ostatnia rzecz związana jest z widocznym rocznym ruchem Słońca. Połowa ekliptyki od równonocy wiosennej do równonocy jesiennej (od 21 marca do 23 września) zajmuje Słońcu 186 dni. Druga połowa, od równonocy jesiennej do równonocy wiosennej, trwa 179 dni (180 dni w roku przestępnym). Ale przecież połówki ekliptyki są równe: każda ma 180 stopni. Dlatego Słońce porusza się po ekliptyce nierównomiernie. Nierówność tę tłumaczy się zmianą prędkości ruchu Ziemi po eliptycznej orbicie wokół Słońca. Nierównomierny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do różnych długości pór roku. Na przykład dla mieszkańców półkuli północnej wiosna i lato są o sześć dni dłuższe niż jesień i zima. Ziemia w dniach 2-4 czerwca znajduje się od Słońca o 5 milionów kilometrów dalej niż w dniach 2-3 stycznia i porusza się po swojej orbicie wolniej zgodnie z drugim prawem Keplera. Latem Ziemia otrzymuje mniej ciepła od Słońca, ale lato na półkuli północnej trwa dłużej niż zima. Dlatego półkula północna jest cieplejsza niż półkula południowa.

1 Roczny ruch Słońca i ekliptyczny układ współrzędnych

Słońce wraz z rotacją dobową powoli porusza się po sferze niebieskiej w przeciwnym kierunku po dużym okręgu w ciągu roku, zwanym ekliptyką. Ekliptyka jest nachylona do równika niebieskiego pod kątem Ƹ, którego wartość jest obecnie bliska 23 26´. Ekliptyka przecina się z równikiem niebieskim w punkcie wiosny ♈ (21 marca) i jesieni Ω (23 września) równonocy. Punkty ekliptyki, 90 od równonocy, są punktami przesilenia letniego (22 czerwca) i zimowego (22 grudnia). Współrzędne równikowe środka tarczy słonecznej zmieniają się w sposób ciągły w ciągu roku od 0 do 24 godzin (rektascensja) - długość ekliptyczna ϒm, liczona od równonocy wiosennej do kręgu szerokości geograficznej. A od 23 26´ do -23 26´ (deklinacja) - szerokość ekliptyczna, mierzona od 0 do +90 do bieguna północnego i od 0 do -90 do bieguna południowego. Konstelacje zodiaku to konstelacje leżące na linii ekliptyki. Znajduje się na linii ekliptyki 13 konstelacji: Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby i Wężownik. Ale konstelacja Wężownika nie jest wymieniona, chociaż Słońce jest w niej przez większość czasu konstelacji Strzelca i Skorpiona. Odbywa się to dla wygody. Gdy Słońce znajduje się pod horyzontem na wysokościach od 0 do -6 - trwa zmierzch cywilny, a od -6 do -18 - zmierzch astronomiczny.

2 Czas pomiaru

Pomiar czasu opiera się na obserwacjach dobowego obrotu kopuły oraz rocznego ruchu Słońca, czyli tzw. obrót ziemi wokół własnej osi i obrót ziemi wokół słońca.

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

Równonoc wiosenna ♈ ( czas gwiazdowy);

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

- wredne słońce - fikcyjny punkt, którego położenie na niebie można obliczyć teoretycznie dla dowolnego momentu w czasie ( średni czas słoneczny)

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

rok tropikalny- odstęp czasu między dwoma kolejnymi przejściami środka prawdziwego środka Słońca przez równonoc wiosenną. Zawiera 365.2422 średnich dni słonecznych.

Ze względu na powolny ruch kropki Równonoc wiosenna w kierunku słońca, spowodowane precesja, w stosunku do gwiazd, Słońce znajduje się w tym samym punkcie na niebie po 20 minutach. 24 sek. dłużej niż rok tropikalny. Nazywa się to gwiazda roku i zawiera 365,2564 średnich dni słonecznych.

3 czas syderyczny

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

Czas gwiazdowy jest mierzony przez kąt godzinny równonocy wiosennej: S=t ♈ i jest równy sumie rektascensji i kąta godzinnego dowolnej gwiazdy: S = α + t.

Czas gwiazdowy w dowolnym momencie jest równy rektascensji dowolnej oprawy plus jej kąt godzinowy.

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

4 Prawdziwy czas słoneczny

Odstęp czasowy między dwoma kolejnymi kulminacjami Słońca (środek dysku słonecznego) na tym samym południku geograficznym nazywa się Jestem prawdziwymi słonecznymi dniami.

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

Czas od dolnej kulminacji Słońca do dowolnej innej pozycji, wyrażony w ułamkach prawdziwego dnia słonecznego, nazywa się prawdziwy czas słoneczny Tʘ

Prawdziwy czas słoneczny wyrażony jako kąt godzinny Słońca, powiększony o 12 godzin: Т ʘ = t ʘ + 12 h

5 Średni czas słoneczny

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

Średnia ekliptyczna i średnia równikowa.

Średnie ekliptyczne Słońce (por. eclip. S.) porusza się jednostajnie wzdłuż ekliptyki ze średnią prędkością.

Przeciętne Słońce równikowe porusza się wzdłuż równika ze stałą prędkością przeciętnego Słońca ekliptycznego i jednocześnie mija równonoc wiosenną.

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

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

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

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

6 Czas uniwersalny, standardowy i standardowy

Świat:

Lokalny średni czas słoneczny południka Greenwich nazywa się czas uniwersalny lub uniwersalny T 0 .

Lokalny średni czas słoneczny dowolnego punktu na Ziemi jest określony przez: Tm= T 0+λh

czas standardowy:

Czas jest utrzymywany na 24 głównych południkach geograficznych znajdujących się od siebie na długości dokładnie 15 (lub 1 godzinę) w przybliżeniu w środku każdej strefy czasowej. Główny południk zerowy jest uważany za Greenwich. Czas standardowy to czas uniwersalny plus numer strefy czasowej: T P \u003d T 0+n

Macierzyństwo:

W Rosji, w życiu praktycznym, do marca 2011 r. stosowano czas macierzyński:

T D \u003d T P+ 1 godz.

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

7 Załamanie

Pozorna pozycja opraw nad horyzontem różni się od obliczonej ze wzorów. Promienie z ciała niebieskiego, zanim trafią do oka obserwatora, przechodzą przez ziemską atmosferę i ulegają w niej załamaniu. A ponieważ gęstość wzrasta w kierunku powierzchni Ziemi, wiązka światła odchyla się coraz bardziej w tym samym kierunku wzdłuż linii zakrzywionej, tak że kierunek OM 1, wzdłuż którego obserwator widzi gwiazdę, okazuje się być odchylony w kierunku zenit i nie pokrywa się z kierunkiem OM 2, w którym widziałby oprawę przy braku atmosfery.

Zjawisko załamywania się promieni świetlnych podczas przejścia atmosfery ziemskiej nazywa się astronomicznym refrakcja. Nazywa się kąt M 1 OM 2 kąt załamania lub załamanie ρ.

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

Na linii horyzontu refrakcja jest średnio równy 35ʹ.

Ze względu na załamanie obserwuje się zmiany kształtu dysków Słońca i Księżyca podczas ich wschodu lub zachodu.

Ustaw krzesło na środku pokoju i odwracając się twarzą do niego, zatocz wokół niego kilka kółek. I nie ma znaczenia, że ​​krzesło jest nieruchome - wyda Ci się, że porusza się w przestrzeni, bo będzie widoczne na tle różnych elementów wyposażenia pokoju.

W ten sam sposób Ziemia krąży wokół Słońca i wydaje się nam, mieszkańcom Ziemi, że Słońce porusza się na tle gwiazd, dokonując w ciągu jednego roku pełnego rewolucji na niebie. Ten ruch Słońca nazywa się rocznym. Ponadto Słońce, podobnie jak wszystkie inne ciała niebieskie, bierze udział w codziennym ruchu nieba.

Ścieżka między gwiazdami, wzdłuż której odbywa się roczny ruch Słońca, nazywana jest ekliptyką.

Słońce dokonuje kompletnej rewolucji wzdłuż ekliptyki w ciągu roku, tj. za około 365 dni, więc Słońce porusza się o 360 °/365≈1 ° dziennie.

Ponieważ Słońce porusza się w przybliżeniu po tej samej ścieżce z roku na rok, tj. położenie ekliptyki wśród gwiazd zmienia się w czasie bardzo, bardzo powoli, ekliptykę można wykreślić na mapie gwiaździstego nieba:

Tutaj fioletowa linia to równik niebieski. Powyżej znajduje się przylegająca do równika część północnej półkuli nieba, poniżej równikowa część półkuli południowej.

Gruba falista linia przedstawia roczną drogę Słońca po niebie, tj. ekliptyka. U góry napisane jest, która pora roku zaczyna się na północnej półkuli Ziemi, kiedy Słońce znajduje się w odpowiednim rejonie nieba.

Obraz Słońca na mapie przesuwa się wzdłuż ekliptyki od prawej do lewej.

W ciągu roku Słońcu udaje się odwiedzić 12 konstelacji zodiaku i jeszcze jedną - w Wężowniku (od 29 listopada do 17 grudnia),

Na ekliptyce znajdują się cztery specjalne punkty.

BP to równonoc wiosenna. Słońce, przechodząc przez równonoc wiosenną, pada z południowej półkuli nieba na północną.

LS - punkt przesilenia letniego, - punkt ekliptyki, położony na północnej półkuli nieba i najbardziej oddalony od równika niebieskiego.

OR jest punktem równonocy jesiennej. Słońce, przechodząc przez punkt równonocy jesiennej, spada z północnej półkuli nieba na południową.

ZS - punkt przesilenia zimowego, - punkt ekliptyki, położony na południowej półkuli nieba i najbardziej oddalony od równika niebieskiego.

punkt ekliptyki	Słońce znajduje się w określonym punkcie ekliptyki	Początek sezonu astronomicznego
Równonoc wiosenna
Przesilenie letnie
Równonoc jesienna
przesilenie zimowe

Wreszcie, skąd wiesz, że Słońce naprawdę porusza się po niebie wśród gwiazd?

Obecnie to wcale nie jest problem, bo. najjaśniejsze gwiazdy są widoczne przez teleskop nawet w dzień, więc ruch Słońca wśród gwiazd za pomocą teleskopu można w razie potrzeby zobaczyć na własne oczy.

W erze przed teleskopami astronomowie mierzyli długość cienia gnomonu, pionowego bieguna, co pozwoliło im określić odległość kątową Słońca od równika niebieskiego. Ponadto obserwowali nie samo Słońce, ale gwiazdy diametralnie przeciwne do Słońca, tj. te gwiazdy, które były najwyżej nad horyzontem o północy. W rezultacie starożytni astronomowie określili położenie Słońca na niebie, a w konsekwencji położenie ekliptyki wśród gwiazd.