Jeśli mierzyć codziennie pod jakim kątem Słońce wschodzi nad horyzontem w południe - ten kąt nazywa się południem - wtedy widać, że to nie to samo w różne dni i znacznie więcej latem niż zimą. Można to ocenić bez żadnego przyrządu goniometrycznego, po prostu na podstawie długości cienia rzucanego przez słup w południe: im krótszy cień, tym większa wysokość południa, a im dłuższy cień, tym mniejsza wysokość południa. 22 czerwca na półkuli północnej w południe wysokość Słońca jest najwyższa. To najdłuższy dzień w roku na tej połowie Ziemi. Nazywa się to przesileniem letnim. Kilka dni z rzędu w południe słońce zmienia się bardzo mało (stąd wyrażenie „przesilenie”), a zatem oraz długość dnia również prawie się nie zmienia.

Sześć miesięcy później, 22 grudnia - dzień przesilenie zimowe na półkuli północnej. Wtedy południowa wysokość Słońca jest najmniejsza, a dzień najkrótszy. Ponownie, przez kilka dni z rzędu, południowa wysokość Słońca zmienia się niezwykle powoli, a długość dnia prawie się nie zmienia. Różnica między południowymi wysokościami Słońca 22 czerwca i 22 grudnia wynosi 47°. Są dwa dni w roku, kiedy południowa wysokość Słońca jest dokładnie 2301/2 niższa niż w dniu przesilenia letniego io tyle samo wyższa niż w dniu przesilenia zimowego. Dzieje się to 21 marca (początek wiosny) i 23 września (początek jesieni). W te dni długość dnia i nocy jest taka sama: dzień równa się noc. Więc 21 marca nazywa się wiosenną równonocą, a 23 września to dzień równonoc jesienna.

Aby zrozumieć, dlaczego w ciągu roku następuje zmiana wysokości Słońca w południe, przeprowadzimy następujący eksperyment. Weźmy kulę ziemską. Oś obrotu globu nachylona jest do płaszczyzny jego stanowiska pod kątem 6601/r, a równika pod kątem 23C1/2. Wartości tych kątów nie są przypadkowe: oś Ziemi jest nachylona do płaszczyzny jej toru wokół Słońca (orbity) również o 6601/2.

Postawmy jasną lampę na stole. Ona będzie przedstawiać Słońce. Odsuńmy się wraz z kulą ziemską na pewną odległość od lampy, abyśmy mogli

było noszenie globusa wokół lampy; środek globusa powinien pozostać na poziomie Lampy, a stojak na globus powinien być równoległy do ​​podłogi.

Cała strona globusa zwrócona w stronę lampy jest oświetlona.

Postaramy się znaleźć takie położenie kuli ziemskiej, aby granica światła i cienia przechodziła jednocześnie przez oba bieguny. To położenie względem Słońca, jakie ma kula ziemska w dniu równonocy wiosennej lub w dniu równonocy jesiennej. Obracając kulę ziemską wokół jej osi, łatwo zauważyć, że w tej pozycji dzień powinien być równy nocy, a ponadto jednocześnie na obu półkulach - północnej i południowej.

Wbijamy szpilkę prostopadle do powierzchni w takim punkcie na równiku, aby patrzył głową wprost na lampę. Wtedy nie zobaczymy cienia z tej szpilki; oznacza to, że dla mieszkańców równika Słońce w południe znajduje się w zenicie, to znaczy stoi bezpośrednio nad jego głową.

Teraz przejdźmy z kulą ziemską wokół stołu w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i przejdźmy przez ćwiartkę naszej kołowej ścieżki. Jednocześnie musimy pamiętać, że podczas corocznego ruchu Ziemi wokół Słońca kierunek jej osi pozostaje cały czas niezmienny, to znaczy oś globu musi poruszać się równolegle do siebie bez zmiany jej nachylenia.

Wraz z nową pozycją kuli ziemskiej widzimy to biegun północny oświetlony lampą (reprezentującą Słońce), a biegun południowy jest w ciemności. Właśnie w tej pozycji znajduje się Ziemia, gdy na półkuli północnej najdłuższym dniem w roku jest dzień przesilenia letniego.

W tym czasie promienie Słońca padają na północną połowę pod dużym kątem. Południowe Słońce tego dnia znajduje się w zenicie na północnym tropiku; na półkuli północnej wtedy - lato, na półkuli południowej - zima. Tam w tym czasie promienie padają na powierzchnię ziemi bardziej ukośnie.

Przejdźmy dalej z globusem o ćwierć koła dalej. Teraz nasza kula ziemska zajęła pozycję dokładnie przeciwną do wiosennej. Ponownie zauważamy, że granica dnia i nocy przechodzi przez oba bieguny i znowu dzień na całej Ziemi jest równy nocy, czyli trwa 12 godzin. Zdarza się to podczas jesiennej równonocy.

Łatwo jest się upewnić, że w tym dniu na równiku Słońce w południe znów znajduje się w zenicie i tam opada pionowo na powierzchnię Ziemi. Dlatego dla mieszkańców równika Słońce znajduje się w zenicie dwa razy w roku: podczas wiosennej i jesiennej równonocy. Przejdźmy teraz z globusem o ćwierć koła dalej. Ziemia (globus) będzie po drugiej stronie lampy (słońce). Obraz zmieni się dramatycznie: biegun północny jest teraz w ciemności, a biegun południowy oświetla Słońce. Półkula południowa jest ogrzewana przez Słońce bardziej niż półkula północna. Północna połowa Ziemi to zima, a południowa to lato. Taką pozycję zajmuje Ziemia w dniu przesilenia zimowego. W tym czasie, w zwrotniku południowym, Słońce znajduje się w zenicie, to znaczy jego promienie padają pionowo. To najdłuższy dzień w półkula południowa i najkrótszy na północy.

Po ominięciu kolejnej ćwiartki koła wracamy ponownie do pozycji wyjściowej.

Zróbmy kolejny ciekawy eksperyment: nie przechylimy osi globu, ale zorganizować jest prostopadła do płaszczyzny podłogi. Jeśli pójdziemy tą samą ścieżką z kuli ziemskiej wokół lampy, upewnimy się, że w tym przypadku będzie cały rok równonoc trwa. Na naszych szerokościach geograficznych byłyby wieczne wiosenno-jesienne dni i nie byłoby ostrych przejść od ciepłych do zimnych miesięcy. Wszędzie (poza oczywiście samymi biegunami) Słońce wschodziłoby dokładnie na wschodzie o godzinie 6 rano czasu lokalnego, wschodziło w południe zawsze na tę samą wysokość dla danego miejsca i zachodziło dokładnie na zachodzie o 6 wieczorem czasu lokalnego.

Tak więc ze względu na ruch Ziemi wokół Słońca i stałe nachylenie osi Ziemi do płaszczyzny jej orbity, zmiana pór roku.

Tłumaczy to również fakt, że na biegunach północnym i południowym dzień i noc trwają pół roku, a na równiku przez cały rok dzień jest równy nocy. Na średnich szerokościach geograficznych, na przykład w Moskwie, długość dnia i nocy waha się w ciągu roku od 7 do 17,5 godziny.

Na północna i południowe tropiki położone na szerokości 2301/2 na północ i południe od równika, Słońce znajduje się w zenicie tylko raz w roku. We wszystkich miejscach położonych pomiędzy tropikami, dwa razy w roku słońce w południe znajduje się w zenicie. Przestrzeń Globus, zawarty między tropikami, ze względu na swoje właściwości termiczne, został nazwany gorącą strefą. W jego środku znajduje się równik.

W odległości 23°'/2 od bieguna, czyli na szerokości 6601/2, raz w roku zimą przez cały dzień Słońce nie pojawia się nad horyzontem, a latem przeciwnie, raz w roku nie przez cały dzień.

W tych miejscach na północnej i południowej półkuli kuli ziemskiej oraz na mapach rysowane są wyimaginowane linie, które nazywane są kręgami polarnymi.

Im bliżej jednego lub drugiego miejsca znajduje się od kręgów polarnych do biegunów, tym jeszcze dni trwają nieprzerwany dzień (lub ciągła noc), a Słońce nie zachodzi ani nie wschodzi. A na samych biegunach Ziemi Słońce świeci nieprzerwanie przez sześć miesięcy. Jednocześnie tutaj promienie słoneczne padają na powierzchnię ziemi bardzo ukośnie. Słońce nigdy nie wschodzi wysoko nad horyzontem. Więc wokół biegunów, w przestrzeni otoczonej przez koła podbiegunowe, jest szczególnie zimno. Istnieją dwa takie pasy - północny i południowy; nazywane są zimnymi strefami. Są długie zimy i krótkie, zimne lata.

Pomiędzy kręgami polarnymi a tropikami znajdują się dwie strefy umiarkowane (północna i południowa).

Im bliżej tropików, tym zima krótszy i cieplej, a im bliżej kręgów podbiegunowych, tym dłużej i ostrzej.

13.1 Wysokość słońca nad horyzontem podana jest w tabeli 13.1.

Tabela 13.1

Szerokość geograficzna w °C. cii.

Załącznik b (informacyjny) Metody obliczania parametrów klimatycznych

Podstawą opracowania parametrów klimatycznych był Podręcznik Naukowo- Stosowany o klimacie ZSRR, tom. 1 - 34, części 1 - 6 (Gidrometeoizdat, 1987 - 1998) oraz dane obserwacyjne na stacjach meteorologicznych.

Średnie wartości parametrów klimatycznych (średnia miesięczna temperatura i wilgotność powietrza, średnie miesięczne opady) to suma średnich miesięcznych wartości członków serii (lat) obserwacji podzielona przez ich całkowitą liczbę.

Ekstremalne wartości parametrów klimatycznych (bezwzględna minimalna i bezwzględna maksymalna temperatura powietrza, dobowe maksymalne opady) charakteryzują granice, w których mieszczą się wartości parametrów klimatycznych. Te cechy zostały wybrane z ekstremalnych codziennych obserwacji.

Temperaturę powietrza najzimniejszego dnia i najzimniejszego pięciodniowego okresu oblicza się jako wartość odpowiadającą prawdopodobieństwu 0,98 i 0,92 z szeregu przedziałowego temperatury powietrza najzimniejszego dnia (okresu pięciodniowego) i odpowiadającej mu rezerwy na okres od 1966 do 2010 roku. Chronologiczne serie danych uszeregowano w porządku malejącym wielkości meteorologicznych. Każdej wartości przypisano numer, a jej dostępność określała formuła

gdzie m to numer seryjny;

n to liczba członków serii rankingowej.

Wartości temperatury powietrza najzimniejszego dnia (pięć dni) o danym prawdopodobieństwie wyznaczono przez interpolację zgodnie z krzywą całkową rozkładu temperatury najzimniejszego dnia (pięć dni), zbudowaną na probabilistycznej siatkówce. Zastosowano siatkówkę o podwójnym wykładniczym rozkładzie.

Temperaturę powietrza o różnym poziomie bezpieczeństwa obliczono na podstawie danych obserwacyjnych z ośmiu okresów za cały rok w latach 1966-2010. Wszystkie wartości temperatury powietrza zostały rozłożone w gradacjach w odstępach co 2°C, a częstość wartości w każdej gradacji wyrażono w postaci powtarzalności od Łączna sprawy. Rezerwa została obliczona poprzez zsumowanie częstotliwości. Bezpieczeństwo odnosi się nie do środka, ale do granic gradacji, jeśli rozpatruje się je w podziale.

Temperatura powietrza z zabezpieczeniem 0,94 odpowiada temperaturze powietrza w najzimniejszym okresie. Niepewność temperatury powietrza przekraczająca wartość obliczoną wynosi 528 h/rok.

Dla okresu ciepłego przyjęto temperaturę obliczoną z prawdopodobieństwem 0,95 i 0,99. W tym przypadku niedostępność temperatury powietrza przekraczająca obliczone wartości wynosi odpowiednio 440 i 88 h/rok.

Średnia maksymalna temperatura powietrza jest obliczana jako średnia miesięczna z dziennych maksymalnych wartości temperatury powietrza.

Średnią dobową amplitudę temperatury powietrza obliczono niezależnie od zachmurzenia jako różnicę między średnią maksymalną i średnią minimalną temperaturą powietrza.

czas trwania i Średnia temperatura okresy emisji ze średnią dzienna temperatura powietrza równej lub niższej niż 0°С, 8°С i 10°С charakteryzują okres ze stabilnymi wartościami tych temperatur, poszczególne dni ze średnią dzienną temperaturą powietrza równą lub mniejszą niż 0°С, 8°С i 10°С nie są brane pod uwagę.

Wilgotność względna powietrza wyliczana jest z szeregu wartości średnich miesięcznych. Średnia miesięcznie wilgotność względna w ciągu dnia oblicza się na podstawie obserwacji w ciągu dnia (głównie o godzinie 15:00).

Ilość opadów obliczana jest dla okresów zimnych (listopad - marzec) i ciepłych (kwiecień - październik) (bez korekty o niedoszacowanie wiatru) jako sumę wartości średnich miesięcznych; charakteryzuje wysokość warstwy wody utworzonej na poziomej powierzchni z deszczu, mżawki, intensywnej rosy i mgły, roztopionego śniegu, gradu i granulek śniegu przy braku spływu, przesiąkania i parowania.

Maksymalna dobowa suma opadów jest wybierana z obserwacji dobowych i charakteryzuje największą ilość opadów, jaka spadła podczas doby meteorologicznej.

Powtarzalność kierunków wiatru liczona jest jako procent całkowitej liczby obserwacji bez uwzględnienia ciszy.

Maksymę średnich prędkości wiatru dla punktów za styczeń i minimum średnich prędkości wiatru dla punktów za lipiec oblicza się jako najwyższą ze średnich prędkości wiatru dla punktów za styczeń, której częstość wynosi 16% lub więcej, i jako najniższa ze średnich prędkości wiatru dla punktów za lipiec, której powtarzalność wynosi 16% lub więcej.

Bezpośrednie i rozproszone promieniowanie słoneczne na powierzchni różnych orientacji na bezchmurnym niebie obliczono zgodnie z metodą opracowaną w laboratorium klimatologii budowlanej NIISF. W tym przypadku wykorzystano rzeczywiste obserwacje promieniowania bezpośredniego i rozproszonego przy bezchmurnym niebie, uwzględniając dobową zmienność wysokości Słońca nad horyzontem oraz rzeczywisty rozkład przezroczystości atmosfery.

Parametry klimatyczne dla stacji Federacji Rosyjskiej oznaczonych „*” obliczono dla okresu obserwacji 1966 – 2010.

* Przy opracowywaniu terytorialnych przepisów budowlanych (TSN) wyjaśnienie parametrów klimatycznych należy przeprowadzić z uwzględnieniem obserwacji meteorologicznych za okres po 1980 r.

Strefowanie klimatyczne opracowano na podstawie złożonej kombinacji średniej miesięcznej temperatury powietrza w styczniu i lipcu, średniej prędkości wiatru z trzech miesięcy zimowych oraz średniej miesięcznej względnej wilgotności powietrza w lipcu (patrz Tabela B.1).

Tabela B.1

regiony klimatyczne	Subregiony klimatyczne	Średnia miesięczna temperatura powietrza w styczniu, °С	Średnia prędkość wiatru powyżej trzech Zimowe miesiące, SM	Średnia miesięczna temperatura powietrza w lipcu, °С	Średnia miesięczna wilgotność względna powietrza w lipcu, %
		Od -32 i poniżej		+4 do +19
		Od -28 lat i poniżej
		-14 do -28		+12 do +21
		-14 do -28
		-14 do -32		+10 do +20
		-4 do -14		+8 do +12
				+12 do +21
		-4 do -14		+12 do +21
		-5 do -14		+12 do +21
		-14 do -20		+21 do +25
				+21 do +25
		-5 do -14		+21 do +25
		-10 do +2		Od +28 lat i powyżej
				+22 do +28	50 lub więcej o 15:00
				+25 do +28
				+25 do +28
Uwaga - ID podregionu klimatycznego charakteryzuje się czasem trwania zimnej pory roku (ze średnią dzienną temperaturą powietrza poniżej 0 ° C) przez 190 dni w roku lub dłużej.

Mapa stref wilgotności została opracowana przez NIISF na podstawie wartości wskaźnika złożonego K, który jest obliczany jako stosunek średniej miesięcznej dla bezmrozowego okresu opadów na powierzchni poziomej, wilgotność względna powietrza na poziomie 15: 00 najcieplejszego miesiąca, średnie roczne całkowite promieniowanie słoneczne na poziomej powierzchni oraz roczna amplituda średnich miesięcznych (styczeń i lipiec) temperatur powietrza.

Zgodnie ze złożonym wskaźnikiem K terytorium dzieli się na strefy według stopnia wilgotności: suche (K mniejsze niż 5), normalne (K = 5 - 9) i mokre (K większe niż 9).

Podział na strefy północnej strefy budowlano-klimatycznej (NIISF) opiera się na następujących wskaźnikach: bezwzględna minimalna temperatura powietrza, temperatura najzimniejszego dnia i najzimniejszego pięciodniowego okresu z zabezpieczeniem 0,98 i 0,92, suma średnich temperatury dobowe w okresie grzewczym. Zgodnie z surowością klimatu na terenie północnej strefy klimatyczno-budowlanej obszary są surowe, najmniej surowe i najcięższe (patrz Tabela B.2).

Mapa rozkładu średniej rocznej liczby przejść temperatury powietrza do 0°С została opracowana przez GGO na podstawie liczby przejść średniej dobowej temperatury powietrza do 0°С, zsumowanej dla każdego roku i uśrednionej w okresie 1961-1990.

Tabela B.2

	Temperatura powietrza, °С					Suma średnich temperatur dobowych w okresie ze średnią dobową temperaturą powietrza 8°С
	absolutne minimum	najzimniejsze dni bezpieczeństwa		najzimniejszy pięciodniowy okres bezpieczeństwa
Najmniej surowe warunki
Trudne warunki
Najcięższe warunki
Uwaga - Pierwsza linia to wartości maksymalne, druga linia to wartości minimalne.

Zadania olimpijskie z geografii wymagają od ucznia dobrego przygotowania przedmiotowego. Wysokość Słońca, deklinacja i szerokość geograficzna miejsca są połączone prostymi stosunkami. Rozwiązanie problemów wyznaczania szerokości geograficznej wymaga znajomości zależności kąta padania promieni słonecznych od szerokości geograficznej obszaru. Szerokość geograficzna, na której znajduje się obszar, określa zmianę wysokości słońca nad horyzontem w ciągu roku.

Która z paraleli: 50 N; 40 N; na południowym tropiku; na równiku; 10 S Słońce będzie niżej na horyzoncie w południe w przesilenie letnie. Uzasadnij swoją odpowiedź.

1) 22 czerwca słońce znajduje się w zenicie powyżej 23,5 N.L. a słońce będzie niżej nad równoleżnikiem najdalej od północnego zwrotnika.

2) Będzie to tropik południowy, ponieważ odległość wyniesie 47.

Na której z paraleli: 30 N; 10 N; równik; 10 lat, 30 lat słońce będzie w południe wyższy nad horyzontem podczas przesilenia zimowego. Uzasadnij swoją odpowiedź.

2) Południowa wysokość słońca na dowolnym równoleżniku zależy od odległości od równoleżnika, na którym słońce znajduje się tego dnia w zenicie, tj. 23,5 S

A) 30 S - 23,5 S = 6,5 S

B) 10 - 23,5 = 13,5

Która z paraleli: 68 N; 72 N; 71 S; 83 S - czy noc polarna jest krótsza? Uzasadnij swoją odpowiedź.

Czas trwania nocy polarnej wydłuża się z 1 dnia (na szerokości geograficznej 66,5 N) do 182 dni na biegunie. Noc polarna jest krótsza na równoleżniku 68 N,

W jakim mieście: Delhi czy Rio de Janeiro, w południe wiosennej równonocy słońce jest wyżej nad horyzontem?

2) Bliżej równika Rio de Janeiro, ponieważ jego szerokość geograficzna to 23 S, a Delhi to 28.

Więc słońce jest wyżej w Rio de Janeiro.

Określ szerokość geograficzną punktu, jeśli wiadomo, że w dni równonocy słońce południowe stoi nad horyzontem na wysokości 63 (cień od obiektów pada na południe). Zapisz rozwiązanie.

Wzór na określenie wysokości słońca H

gdzie Y jest różnicą szerokości geograficznej między równoleżnikiem, w którym w danym dniu słońce znajduje się w zenicie, a

pożądana równoległość.

90 - (63 - 0) = 27 S

Określ wysokość Słońca nad horyzontem w dniu przesilenia letniego w południe w Petersburgu. Gdzie jeszcze tego dnia Słońce będzie na tej samej wysokości nad horyzontem?

1) 90 - (60 - 23,5) = 53,5

2) Południowa wysokość Słońca nad horyzontem jest taka sama na równoleżnikach znajdujących się w tej samej odległości od równoleżnika, w którym Słońce znajduje się w zenicie. Petersburg jest oddalony o 60 - 23,5 = 36,5 od północnego tropiku

W tej odległości od północnego zwrotnika znajduje się równoległość 23,5 - 36,5 \u003d -13

Lub 13 S

Określać współrzędne geograficzne punkt na kuli ziemskiej, w którym Słońce będzie w zenicie, gdy w Londynie będzie obchodzony Sylwester. Zapisz przebieg swoich myśli.

Od 22 grudnia do 21 marca mijają 3 miesiące lub 90 dni. W tym czasie Słońce porusza się o 23,5. Słońce porusza się o 7,8 w ciągu miesiąca. Przez jeden dzień 0,26.

23,5 - 2,6 = 21 S

Londyn jest na południku zerowym. W tej chwili, gdy Londyn świętuje Nowy Rok(0 godzin) słońce znajduje się w zenicie nad przeciwległym południkiem, tj. 180. Zatem współrzędne geograficzne żądanego punktu to

28 S 180 E e. lub h. d.

Jak zmieni się długość dnia 22 grudnia w Petersburgu, jeśli kąt nachylenia osi obrotu względem płaszczyzny orbity wzrośnie do 80. Zapisz przebieg swoich myśli.

1) Zatem krąg polarny będzie miał 80, krąg północny oddali się od istniejącego o 80 - 66,5 = 13,5

Określ szerokość geograficzną punktu w Australii, jeśli wiadomo, że 21 września w południe lokalnego czasu słonecznego wysokość Słońca nad horyzontem wynosi 70 . Zapisz uzasadnienie.

90 - 70 = 20 S

Gdyby Ziemia przestała się obracać wokół własnej osi, to planeta nie miałaby zmiany dnia i nocy. Wymień jeszcze trzy zmiany w naturze Ziemi przy braku rotacji osiowej.

a) zmieniłby się kształt Ziemi, ponieważ nie byłoby kompresji biegunowej

b) nie byłoby siły Coriolisa - odchylającego działania ruchu obrotowego Ziemi. Pasaty miałyby kierunek południkowy.

c) nie byłoby przypływów i odpływów

Określ, w jakich równoleżnikach w dniu przesilenia letniego Słońce znajduje się nad horyzontem na wysokości 70.

1) 90 - (70 + (- 23,5) = 43,5 s.l.

23,5+- (90 - 70)

2) 43,5 - 23,5 = 20

23,5 - 20 = 3,5 N

Aby pobrać materiał lub !

Życie na naszej planecie zależy od ilości światła słonecznego i ciepła. Aż przez chwilę strasznie wyobrazić sobie, co by się stało, gdyby na niebie nie było takiej gwiazdy jak Słońce. Każde źdźbło trawy, każdy liść, każdy kwiat potrzebuje ciepła i światła, jak ludzie w powietrzu.

Kąt padania promieni słonecznych jest równy wysokości słońca nad horyzontem

Ilość światła słonecznego i ciepła wnikającego w powierzchnię ziemi jest wprost proporcjonalna do kąta padania promieni. Promienie słoneczne mogą padać na Ziemię pod kątem od 0 do 90 stopni. Kąt, pod jakim promienie uderzają w ziemię, jest inny, ponieważ nasza planeta ma kształt kuli. Im jest większy, tym jest lżejszy i cieplejszy.

Tak więc, jeśli wiązka padnie pod kątem 0 stopni, ślizga się tylko po powierzchni ziemi, nie nagrzewając jej. Ten kąt padania występuje na biegunach północnym i południowym, poza kołem podbiegunowym. Pod kątem prostym promienie słoneczne padają na równik i na powierzchnię między południem a

Jeśli kąt padania promieni słonecznych na ziemię jest odpowiedni, oznacza to, że

W ten sposób promienie na powierzchni ziemi i wysokość słońca nad horyzontem są sobie równe. Zależą od szerokości geograficznej. Im bliżej zera szerokości geograficznej, tym bliższy kątowi padania promieni do 90 stopni, tym wyżej słońce nad horyzontem, cieplejsze i jaśniejsze.

Jak słońce zmienia swoją wysokość nad horyzontem?

Wysokość słońca nad horyzontem nie jest wartością stałą. Wręcz przeciwnie, zawsze się zmienia. Powodem tego jest ciągły ruch planety Ziemia wokół gwiazdy Słońca, a także obrót planety Ziemia wokół własnej osi. W rezultacie dzień następuje po nocy, a pory roku po sobie.

Terytorium między tropikami otrzymuje najwięcej ciepła i światła, tutaj dzień i noc są prawie takie same, a słońce jest w zenicie 2 razy w roku.

Powierzchnia za kołem podbiegunowym otrzymuje mniej ciepła i światła, istnieją takie pojęcia jak noc, która trwa około sześciu miesięcy.

Równonoce jesienne i wiosenne

Zidentyfikowano 4 główne daty astrologiczne, które są określone przez wysokość słońca nad horyzontem. 23 września i 21 marca to równonoc jesienna i wiosenna. Oznacza to, że wysokość słońca nad horyzontem we wrześniu i marcu w tych dniach wynosi 90 stopni.

Południe i równomiernie oświetlone przez słońce, a długość nocy jest równa długości dnia. Kiedy na półkuli północnej nadejdzie astrologiczna jesień, na półkuli południowej, przeciwnie, wiosna. To samo można powiedzieć o zimie i lecie. Jeśli na półkuli południowej panuje zima, na półkuli północnej jest lato.

Przesilenia letnie i zimowe

22 czerwca i 22 grudnia to dni lata, a 22 grudnia to najkrótszy dzień i najdłuższa noc na półkuli północnej, a zimowe słońce znajduje się na najniższej wysokości nad horyzontem przez cały rok.

Powyżej szerokości geograficznej 66,5 stopnia słońce znajduje się poniżej horyzontu i nie wschodzi. Zjawisko to, gdy zimowe słońce nie wschodzi na horyzoncie, nazywa się nocą polarną. Najbardziej krótka noc dzieje się na szerokości 67 stopni i trwa tylko 2 dni, a najdłużej dzieje się na biegunach i trwa 6 miesięcy!

Grudzień to miesiąc w roku z najdłuższymi nocami na półkuli północnej. Mężczyźni w Rosja Centralna budzić się do pracy w ciemności i wracać także w nocy. Dla wielu jest to trudny miesiąc, ponieważ brak światła słonecznego odbija się na kondycji fizycznej i moralnej ludzi. Z tego powodu depresja może się nawet rozwinąć.

W Moskwie w 2016 roku wschód słońca 1 grudnia będzie o 08.33. W tym przypadku długość dnia wyniesie 7 godzin 29 minut. poza horyzont będzie bardzo wcześnie, o 16.03. Noc będzie trwała 16 godzin 31 minut. Okazuje się więc, że długość nocy jest 2 razy większa niż długość dnia!

W tym roku przesilenie zimowe przypada na 21 grudnia. Najkrótszy dzień będzie trwał dokładnie 7 godzin. Wtedy ta sama sytuacja potrwa 2 dni. A już od 24 grudnia dzień powoli, ale pewnie zacznie przynosić zyski.

Średnio jedna minuta światła dziennego będzie dodawana dziennie. Pod koniec miesiąca wschód słońca w grudniu będzie dokładnie o godzinie 9, czyli 27 minut później niż 1 grudnia

22 czerwca to przesilenie letnie. Wszystko dzieje się dokładnie odwrotnie. Przez cały rok właśnie w tym dniu trwa najdłuższy dzień i najkrótsza noc. To dotyczy półkuli północnej.

Na południu jest odwrotnie. Ten dzień kojarzy się z ciekawym Zjawiska naturalne. Za kołem podbiegunowym nadchodzi dzień polarny, słońce nie zachodzi poniżej horyzontu na biegunie północnym przez 6 miesięcy. Tajemnicze białe noce zaczynają się w Petersburgu w czerwcu. Trwają od około połowy czerwca przez dwa do trzech tygodni.

Wszystkie te 4 daty astrologiczne mogą się zmienić o 1-2 dni, ponieważ rok słoneczny nie zawsze pokrywa się z rokiem kalendarzowym. W latach przestępnych występują również przesunięcia.

Wysokość słońca nad horyzontem i warunki klimatyczne

Słońce jest jednym z najważniejszych czynników kształtujących klimat. W zależności od tego, jak zmieniła się wysokość słońca nad horyzontem na określonym obszarze powierzchnia ziemi, zmiana warunki klimatyczne i pory roku.

Na przykład wł. Daleka północ promienie słoneczne padają pod bardzo małym kątem i ślizgają się tylko po powierzchni ziemi, nie nagrzewając jej wcale. W warunkach tego czynnika klimat jest tu wyjątkowo surowy, jest wieczny mróz, mroźne zimy z mroźnymi wiatrami i śniegami.

Im wyżej słońce nad horyzontem, tym cieplejszy klimat. Na przykład na równiku jest niezwykle gorąco, tropikalny. Wahania sezonowe również praktycznie nie są odczuwalne w rejonie równika, na tych obszarach panuje wieczne lato.

Pomiar wysokości słońca nad horyzontem

Jak mówią, wszystko genialne jest proste. Więc tu. Urządzenie do pomiaru wysokości słońca nad horyzontem jest elementarnie proste. Jest to pozioma powierzchnia z masztem pośrodku o długości 1 metra. W słoneczny dzień w południe słup rzuca najkrótszy cień. Za pomocą tego najkrótszego cienia przeprowadzane są obliczenia i pomiary. Konieczne jest zmierzenie kąta między końcem cienia a odcinkiem łączącym koniec słupa z końcem cienia. Ta wartość kąta będzie kątem słońca nad horyzontem. To urządzenie nazywa się gnomonem.

Gnomon to starożytny instrument astrologiczny. Istnieją inne urządzenia do pomiaru wysokości słońca nad horyzontem, takie jak sekstant, kwadrant, astrolabium.

Pozorny roczny ruch Słońca

Ze względu na coroczny obrót Ziemi wokół Słońca w kierunku z zachodu na wschód wydaje nam się, że Słońce porusza się wśród gwiazd z zachodu na wschód po wielkim okręgu sfery niebieskiej, który nazywa się ekliptyka, z okresem 1 roku . Płaszczyzna ekliptyki (płaszczyzna orbity Ziemi) jest nachylona pod kątem do płaszczyzny równika niebieskiego (a także ziemskiego). Ten róg nazywa się nachylenie ekliptyki.

Położenie ekliptyki na sferze niebieskiej, czyli współrzędne równikowe i punkty ekliptyki oraz jej nachylenie do równika niebieskiego, wyznaczane są na podstawie codziennych obserwacji Słońca. Mierząc odległość w zenicie (lub wysokość) Słońca w momencie jego górnej kulminacji na tej samej szerokości geograficznej,

,	(6.1)
,	(6.2)

można ustalić, że deklinacja Słońca w ciągu roku waha się od do . W tym przypadku rektascensja Słońca w ciągu roku zmienia się od do lub od do.

Rozważmy bardziej szczegółowo zmianę współrzędnych Słońca.

W punkcie Równonoc wiosenna^ którą Słońce przechodzi corocznie 21 marca, rektascensja i deklinacja Słońca skręcają się do zera. Następnie każdego dnia wzrasta rektascensja i deklinacja Słońca.

W punkcie przesilenie letnie a, w którym Słońce wchodzi 22 czerwca, jego rektascensja wynosi 6 h, a deklinacja osiąga maksymalną wartość + . Następnie deklinacja Słońca maleje, podczas gdy rektascensja wciąż rośnie.

Kiedy słońce 23 września dojdzie do punktu równonoc jesienna d, jego rektascensja staje się , a jej deklinacja ponownie staje się zerem.

Dalej, rektascensja, nadal wzrastająca w punkcie przesilenie zimowe g, gdzie Słońce uderza 22 grudnia, staje się równe , a deklinacja osiąga wartość minimalną - . Następnie deklinacja wzrasta, a po trzech miesiącach Słońce powraca do równonocy wiosennej.

Rozważ zmianę położenia Słońca na niebie w ciągu roku dla obserwatorów znajdujących się w różnych miejscach na powierzchni Ziemi.

biegun północny ziemi, w dniu wiosennej równonocy (21.03) Słońce zatacza koło na horyzoncie. (Przypomnijmy, że na biegunie północnym ziemi nie ma zjawisk wschodu i zachodu słońca, to znaczy wszelkie oprawy poruszają się równolegle do horyzontu, nie przekraczając go). Oznacza to początek dnia polarnego na biegunie północnym. Następnego dnia Słońce, nieznacznie wznosząc się wzdłuż ekliptyki, przez chwilę zakreśli okrąg równoległy do ​​horyzontu wyższa wysokość. Każdego dnia będzie się wznosić coraz wyżej. Maksymalna wysokość Słońce osiągnie dzień przesilenia letniego (22.06) -. Następnie rozpocznie się powolny spadek wysokości. W dniu równonocy jesiennej (23.09) Słońce ponownie znajdzie się na równiku niebieskim, który pokrywa się z horyzontem na biegunie północnym. Zatoczywszy tego dnia pożegnalny krąg wzdłuż horyzontu, Słońce schodzi pod horyzont (pod równikiem niebieskim) na pół roku. Zakończył się półroczny dzień polarny. Rozpoczyna się noc polarna.

Dla obserwatora znajdującego się na Koło podbiegunowe największy wzrost Słońce dociera do południa w dniu przesilenia letniego. Północna wysokość Słońca w tym dniu wynosi 0°, co oznacza, że ​​w tym dniu Słońce nie zachodzi. Takie zjawisko nazywa się dzień polarny.

W dniu przesilenia zimowego jego wysokość w południe jest minimalna - to znaczy Słońce nie wschodzi. Nazywa się to noc polarna. Szerokość geograficzna koła podbiegunowego jest najmniejszą na półkuli północnej Ziemi, gdzie obserwuje się zjawiska polarnego dnia i nocy.

Dla obserwatora znajdującego się na zwrotnik północny Słońce wschodzi i zachodzi każdego dnia. Słońce osiąga maksymalną wysokość południową nad horyzontem w dniu przesilenia letniego - w tym dniu mija punkt zenitu (). Zwrotnik Północy to najbardziej wysunięty na północ równoleżnik, w którym Słońce znajduje się w zenicie. Minimalna wysokość w południe, , występuje w czasie przesilenia zimowego.

Dla obserwatora znajdującego się na równik, absolutnie wszystkie oprawy przychodzą i wznoszą się. Jednocześnie każda oprawa oświetleniowa, w tym Słońce, spędza dokładnie 12 godzin nad horyzontem i 12 godzin pod horyzontem. Oznacza to, że długość dnia jest zawsze równa długości nocy – po 12 godzin. Dwa razy w roku - w dni równonocy - południowa wysokość Słońca wynosi 90 °, to znaczy przechodzi przez punkt zenitalny.

Dla obserwatora znajdującego się na szerokość geograficzna Sterlitamaku, to znaczy w strefie umiarkowanej Słońce nigdy nie znajduje się w zenicie. Najwyższą wysokość osiąga w południe 22 czerwca, w dniu przesilenia letniego, -. W dniu przesilenia zimowego, 22 grudnia, jego wysokość jest minimalna.

Sformułujmy więc następujące astronomiczne znaki stref termicznych:

1. W zimnych strefach (od kręgów podbiegunowych po bieguny Ziemi) Słońce może być zarówno oświetleniem nie zachodzącym, jak i niewschodzącym. Dzień polarny i noc polarna mogą trwać od 24 godzin (w północnych i południowych kręgach polarnych) do sześciu miesięcy (w północnych i bieguny południowe Ziemia).

2. W strefy umiarkowane(od tropików północnych i południowych do kręgów polarnych północnych i południowych) Słońce wschodzi i zachodzi każdego dnia, ale nigdy w zenicie. letni dzień dłużej niż noc i odwrotnie w zimie.

3. W gorącej strefie (od północnego zwrotnika do południowego zwrotnika) Słońce zawsze wschodzi i zachodzi. W zenicie Słońce występuje od razu - w tropikach północnych i południowych, nawet dwukrotnie - na innych szerokościach geograficznych pasa.

Regularna zmiana pór roku na Ziemi wynika z trzech powodów: corocznego obrotu Ziemi wokół Słońca, nachylenia osi Ziemi do płaszczyzny orbity Ziemi (płaszczyzna ekliptyki) oraz zachowania osi Ziemi. jego kierunek w przestrzeni przez długi czas. Wskutek połączonego działania tych trzech przyczyn występuje pozorny roczny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki nachylonej do równika niebieskiego, a zatem położenie dziennej ścieżki Słońca nad horyzontem różne miejsca Powierzchnia Ziemi zmienia się w ciągu roku, a co za tym idzie, zmieniają się warunki jej oświetlenia i ogrzewania przez Słońce.

Nierównomierne ogrzewanie przez Słońce obszarów powierzchni ziemi o różnych szerokościach geograficznych (lub tych samych obszarów w inny czas lat) można łatwo określić za pomocą prostych obliczeń. Oznaczmy przez ilość ciepła przekazanego do jednostki powierzchni powierzchni ziemi przez pionowo padające promienie słoneczne (Słońce w zenicie). Wtedy, w innej odległości zenitalnej Słońca, ta sama jednostka powierzchni otrzyma ilość ciepła

(6.3)

Podstawiając do tego wzoru wartości Słońca w południe w różne dni roku i dzieląc otrzymane równości przez siebie, możemy znaleźć stosunek ilości ciepła otrzymanego od Słońca w południe w te dni rok.

Zadania:

1. Oblicz nachylenie ekliptyki i wyznacz współrzędne równikowe i ekliptyczne jej głównych punktów ze zmierzonej odległości zenitalnej. Słońce w najwyższym punkcie kulminacyjnym w przesilenia:

№	Czerwiec, 22	22 grudnia
1)	29〫48ʹ ju	76〫42ʹ ju
№	Czerwiec, 22	22 grudnia
2)	19〫23ʹ yu	66〫17ʹ ju
3)	34〫57ʹ ju	81〫51ʹ yu
4)	32〫21ʹ ju	79〫15ʹ ju
5)	14〫18ʹ ju	61〫12ʹ ju
6)	28〫12ʹ ju	75〫06ʹ ju
7)	17〫51ʹ ju	64〫45ʹ ju
8)	26〫44ʹ ju	73〫38ʹ ju

2. Określ nachylenie pozornej rocznej drogi Słońca do równika niebieskiego na planetach Mars, Jowisz i Uran.

3. Określ nachylenie ekliptyki około 3000 lat temu, jeśli według ówczesnych obserwacji w jakimś miejscu północnej półkuli Ziemi południowa wysokość Słońca w dniu przesilenia letniego wynosiła +63〫48ʹ, oraz w dniu przesilenia zimowego +16〫00ʹ na południe od zenitu.

4. Według map atlasu gwiazd akademika A.A. Michajłow ustalił tytuły i granice konstelacje zodiaku, wskazać te z nich, w których znajdują się główne punkty ekliptyki i określić średni czas trwania ruch Słońca na tle każdej konstelacji zodiakalnej.

5. Korzystając z mobilnej mapy gwiaździstego nieba, określić azymuty punktów i godzin wschodu i zachodu słońca oraz przybliżony czas trwania dnia i nocy na szerokości geograficznej Sterlitamaku w dniach równonocy i przesileń.

6. Oblicz dla dni równonocy i przesilenia południową i północną wysokość Słońca w: 1) Moskwie; 2) Twer; 3) Kazań; 4) Omsk; 5) Nowosybirsk; 6) Smoleńsk; 7) Krasnojarsk; 8) Wołgograd.

7. Obliczyć stosunki ilości ciepła otrzymanego w południe od Słońca w dniach przesileń przez identyczne miejsca w dwóch punktach na powierzchni Ziemi położonych na szerokości geograficznej: 1) +60〫30ʹ iw Maikop; 2) +70〫00ʹ oraz w Groznym; 3) +66〫30ʹ oraz w Machaczkale; 4) +69〫30ʹ oraz we Władywostoku; 5) +67〫30ʹ oraz w Machaczkale; 6) +67〫00ʹ oraz w Jużno-Kurylsku; 7) +68〫00ʹ oraz w Jużnosachalińsku; 8) +69〫00ʹ oraz w Rostowie nad Donem.

Prawa Keplera i konfiguracje planet

Pod wpływem przyciągania grawitacyjnego do Słońca planety krążą wokół niego po lekko wydłużonych orbitach eliptycznych. Słońce znajduje się w jednym z ognisk eliptycznej orbity planety. Ten ruch przestrzega praw Keplera.

Wartość wielkiej półosi eliptycznej orbity planety to także średnia odległość planety od Słońca. Ze względu na niewielkie mimośrody i małe nachylenie orbity główne planety, przy rozwiązywaniu wielu problemów można w przybliżeniu przyjąć, że orbity te są kołowe o promieniu i leżą praktycznie w tej samej płaszczyźnie - w płaszczyźnie ekliptyki (płaszczyźnie orbity Ziemi).

Zgodnie z trzecim prawem Keplera, jeśli i są odpowiednio gwiezdnymi (syderalnymi) okresami obrotu jakiejś planety i Ziemi wokół Słońca oraz są półosiami głównymi ich orbit, to

.

(7.1)

Tutaj okresy rewolucji planety i Ziemi można wyrazić w dowolnych jednostkach, ale wymiary i muszą być takie same. Podobne stwierdzenie jest również prawdziwe dla głównych półosi i .

Jeśli przyjmiemy 1 rok tropikalny jako jednostkę czasu ( - okres obrotu Ziemi wokół Słońca) i 1 jednostkę astronomiczną () jako jednostkę odległości, to trzecie prawo Keplera (7.1) można przepisać jako

gdzie jest gwiezdny okres obiegu planety wokół Słońca, wyrażony w średnich dniach słonecznych.

Oczywiście dla Ziemi średnią prędkość kątową określa wzór

Jeżeli przyjmiemy za jednostkę miary prędkości kątowych planety i Ziemi, a okresy obrotu mierzone są w latach tropikalnych, to wzór (7.5) można zapisać jako

Średnią prędkość liniową planety na orbicie można obliczyć ze wzoru

Znana jest średnia wartość prędkości orbitalnej Ziemi i wynosi . Dzieląc (7.8) przez (7.9) i korzystając z trzeciego prawa Keplera (7.2), znajdujemy zależność od

Znak „-” odpowiada wewnętrzny lub niższe planety (Merkury, Wenus) i „+” - zewnętrzny lub górna (Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun). W tej formule i wyrażone są w latach. W razie potrzeby znalezione wartości i zawsze można wyrazić w dniach.

Względne położenie planet można łatwo ustalić na podstawie ich heliocentrycznych sferycznych współrzędnych ekliptycznych, których wartości dla różnych dni w roku są publikowane w rocznikach astronomicznych, w tabeli zwanej „heliocentrycznymi długościami geograficznymi planet”.

Środek tego układu współrzędnych (ryc. 7.1) jest środkiem Słońca, a głównym kołem jest ekliptyka, której bieguny są oddalone od niej o 90º.

Wielkie kręgi przeciągnięte przez bieguny ekliptyki nazywane są kręgi szerokości ekliptycznej według nich liczona jest od ekliptyki heliocentryczna szerokość ekliptyki, który jest uważany za dodatni na północnej półkuli ekliptyki i ujemny na południowej półkuli ekliptyki sfery niebieskiej. Heliocentryczna długość ekliptyczna jest mierzony wzdłuż ekliptyki od punktu równonocy wiosennej ¡ w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara do podstawy koła szerokości geograficznej gwiazdy i ma wartości w zakresie od 0º do 360º.

Ze względu na niewielkie nachylenie orbit dużych planet do płaszczyzny ekliptyki, orbity te znajdują się zawsze w pobliżu ekliptyki i w pierwszym przybliżeniu można rozpatrywać ich heliocentryczną długość geograficzną, określając położenie planety względem Słońca jedynie jego heliocentryczna długość ekliptyczna.

Ryż. 7.1. Ekliptyczny układ współrzędnych niebieskich

Rozważ orbity Ziemi i jakiejś planety wewnętrznej (rysunek 7.2), używając heliocentryczny ekliptyczny układ współrzędnych. W nim głównym kołem jest ekliptyka, a punktem zerowym jest równonoc wiosenna ^. Ekliptyczna heliocentryczna długość geograficzna planety jest liczona od kierunku „Słońce – równonoc wiosenna ^” do kierunku „Słońce – planeta” w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Dla uproszczenia rozważymy, że płaszczyzny orbit Ziemi i planety pokrywają się, a same orbity są kołowe. Położenie planety na orbicie określa jej długość ekliptyczna heliocentryczna.

Jeśli środek układu współrzędnych ekliptyki jest wyrównany ze środkiem Ziemi, będzie to geocentryczny ekliptyczny układ współrzędnych. Wtedy nazywa się kąt między kierunkami „środek Ziemi – równonoc wiosenna^” i „środek Ziemi – planeta” ekliptyczna długość geocentryczna planety. Heliocentryczna długość ekliptyczna Ziemi i geocentryczna długość ekliptyczna Słońca, jak widać na ryc. 7.2 są powiązane:

.

(7.12)

Zadzwonimy konfiguracja planety niektóre naprawione wzajemne porozumienie planety, ziemia i słońce.

Rozważ osobno konfiguracje wewnętrznych i planety zewnętrzne.

Ryż. 7.2. Systemy helio- i geocentryczne
współrzędne ekliptyki

Istnieją cztery konfiguracje planet wewnętrznych: dolne połączenie(n.s.), górne połączenie(vs.), największe wydłużenie zachodnie(n.z.e.) i największe wydłużenie wschodnie(n.v.e.).

W koniunkcji dolnej (NS) wewnętrzna planeta znajduje się na linii prostej łączącej Słońce i Ziemię, pomiędzy Słońcem a Ziemią (ryc. 7.3). Dla ziemskiego obserwatora w tym momencie planeta wewnętrzna „łączy się” ze Słońcem, czyli jest widoczna na tle Słońca. W tym przypadku ekliptyczne geocentryczne długości geograficzne Słońca i planety wewnętrznej są sobie równe, czyli: .

W pobliżu dolnej koniunkcji planeta porusza się na niebie w ruchu wstecznym w pobliżu Słońca, w ciągu dnia znajduje się nad horyzontem i w pobliżu Słońca i nie można jej zaobserwować patrząc na cokolwiek na jej powierzchni. Bardzo rzadko można zobaczyć unikalne zjawisko astronomiczne - przejście planety wewnętrznej (Merkurego lub Wenus) przez dysk słoneczny.

Ryż. 7.3. Konfiguracje planet wewnętrznych

Ponieważ prędkość kątowa planety wewnętrznej jest większa niż prędkość kątowa Ziemi, po pewnym czasie planeta przesunie się do pozycji, w której kierunki „planeta-Słońce” i „planeta-Ziemia” różnią się o (rys. 7.3). Dla ziemskiego obserwatora planeta jest jednocześnie usunięta z dysku słonecznego pod maksymalnym kątem, lub mówią, że planeta w tym momencie jest w swoim największym wydłużeniu (odległość od Słońca). Istnieją dwa największe wydłużenia planety wewnętrznej - Zachodni(n.z.e.) i wschodni(n.v.e.). W największym wydłużeniu zachodnim () planeta zachodzi za horyzont i wschodzi wcześniej niż Słońce. Oznacza to, że można go obserwować rano, przed wschodem słońca, o Wschodnia strona niebo. Nazywa się to widoczność rano planety.

Po przejściu największej elongacji zachodniej, dysk planety zaczyna zbliżać się do dysku Słońca w sferze niebieskiej, aż planeta zniknie za dyskiem Słońca. Ta konfiguracja, w której Ziemia, Słońce i planeta leżą na jednej linii prostej, a planeta znajduje się za Słońcem, nazywa się górne połączenie(v.s.) planety. W tej chwili niemożliwe jest prowadzenie obserwacji planety wewnętrznej.

Po górnej koniunkcji odległość kątowa między planetą a Słońcem zaczyna rosnąć, osiągając maksymalną wartość przy największym wydłużeniu wschodnim (E.E.). Jednocześnie heliocentryczna długość ekliptyczna planety jest większa niż Słońca (a długość geocentryczna, przeciwnie, jest mniejsza, to znaczy ). Planeta w tej konfiguracji wschodzi i zachodzi później niż Słońce, co umożliwia obserwację wieczorem po zachodzie słońca ( wieczorna widoczność).

Ze względu na eliptyczność orbit planet i Ziemi kąt między kierunkami do Słońca i do planety przy największym wydłużeniu nie jest stały, lecz zmienia się w pewnych granicach, dla Merkurego – od do, dla Wenus – od do.

Najdogodniejsze momenty do obserwacji planet wewnętrznych to największe wydłużenia. Ale ponieważ nawet w tych konfiguracjach Merkury i Wenus nie oddalają się daleko od Słońca na sferze niebieskiej, nie można ich obserwować przez całą noc. Czas widzialności wieczornej (i porannej) dla Wenus nie przekracza 4 godzin, a dla Merkurego - nie więcej niż 1,5 godziny. Można powiedzieć, że Merkury zawsze „kąpie się” w światło słoneczne- musi być obserwowany albo tuż przed wschodem słońca, albo zaraz po zachodzie, na jasnym niebie. Pozorna jasność (wielkość) Merkurego zmienia się w czasie w zakresie od do . Pozorna wielkość Wenus waha się od do . Wenus jest najjaśniejszym obiektem na niebie po Słońcu i Księżycu.

Planety zewnętrzne wyróżniają również cztery konfiguracje (ryc. 7.4): pogarszać(z.), konfrontacja(P.), wschodni oraz zachodnia kwadratura(z.kv. i v.kv.).

Ryż. 7.4. Konfiguracje planet zewnętrznych

W konfiguracji koniunkcji planeta zewnętrzna znajduje się na linii łączącej Słońce i Ziemię, za Słońcem. W tym momencie nie możesz tego oglądać.

Ponieważ prędkość kątowa zewnętrznej planety jest mniejsza niż Ziemi, dalszy względny ruch planety na sferze niebieskiej będzie się cofał. Jednocześnie stopniowo przesunie się na zachód od Słońca. Kiedy odległość kątowa zewnętrznej planety od Słońca osiągnie , spadnie ona do konfiguracji „zachodniej kwadratury”. W tym przypadku planeta będzie widoczna po wschodniej stronie nieba przez całą drugą połowę nocy, aż do wschodu słońca.

W konfiguracji „opozycji”, zwanej też czasem „opozycji”, planeta jest oddzielona na niebie od Słońca przez , a następnie

Planetę znajdującą się we wschodniej kwadraturze można obserwować od wieczora do północy.

Najkorzystniejsze warunki do obserwacji planet zewnętrznych panują w epoce ich opozycji. W tej chwili planeta jest dostępna do obserwacji przez całą noc. Jednocześnie jest jak najbliżej Ziemi i ma największą średnicę kątową i maksymalną jasność. Dla obserwatorów ważne jest, aby wszystkie górne planety osiągały największą wysokość nad horyzontem podczas zimowych opozycji, kiedy poruszają się po niebie w tych samych konstelacjach, w których latem jest Słońce. Letnie opozycje na północnych szerokościach geograficznych występują nisko nad horyzontem, co może bardzo utrudniać obserwacje.

Przy obliczaniu daty określonej konfiguracji planety jej położenie względem Słońca przedstawiono na rysunku, którego płaszczyznę przyjęto jako płaszczyznę ekliptyki. Kierunek równonocy wiosennej ^ jest wybierany arbitralnie. Biorąc pod uwagę dzień w roku, w którym heliocentryczna długość ekliptyczna Ziemi ma pewna wartość, należy najpierw odnotować na rysunku położenie Ziemi.

Przybliżona wartość heliocentrycznej długości ekliptycznej Ziemi jest bardzo łatwa do ustalenia od daty obserwacji. Łatwo zauważyć (ryc. 7.5), że na przykład 21 marca, patrząc z Ziemi w kierunku Słońca, patrzymy na punkt równonocy wiosennej ^, czyli kierunek „Słońce - równonoc wiosenna” różni się od kierunek „Słońce - Ziemia” przez , co oznacza, że ​​heliocentryczna długość ekliptyczna Ziemi wynosi . Patrząc na Słońce w dniu jesiennej równonocy (23 września), widzimy je w kierunku punktu równonocy jesiennej (na rysunku jest diametralnie przeciwne do punktu ^). W tym przypadku długość ekliptyczna Ziemi wynosi . Z ryc. 7.5 można zauważyć, że w dniu przesilenia zimowego (22 grudnia) długość ekliptyczna Ziemi wynosi , aw dniu przesilenia letniego (22 czerwca) - .

Ryż. 7.5. Ekliptyczne heliocentryczne długości geograficzne Ziemi
w różne dni w roku