Punkter og linjer i himmelsfæren - hvordan finne almucantarate, der himmelekvator passerer, som er den himmelske meridianen.

Hva er den himmelske sfæren

Himmelsfære– et abstrakt konsept, en imaginær sfære med uendelig radius, hvis sentrum er observatøren. I dette tilfellet er sentrum av himmelsfæren, som det var, på nivå med observatørens øyne (med andre ord, alt du ser over hodet ditt fra horisont til horisont er akkurat denne sfæren). Men for å lette oppfatningen kan vi vurdere sentrum av himmelsfæren og jordens sentrum; det er ingen feil i dette. Posisjonene til stjerner, planeter, solen og månen er plottet på sfæren i posisjonen der de er synlige på himmelen på et bestemt tidspunkt fra et gitt sted for observatøren.

Med andre ord, selv om vi observerer stjernenes posisjon på himmelsfæren, vil vi, som er på forskjellige steder på planeten, hele tiden se et litt annerledes bilde, og kjenne til prinsippene for "arbeidet" av himmelsfæren, ved å se på nattehimmelen kan vi enkelt finne rundt ved hjelp av enkel teknologi. Når vi kjenner utsikten over hodet ved punkt A, vil vi sammenligne den med utsikten over himmelen ved punkt B, og ved avvik fra kjente landemerker vil vi kunne forstå nøyaktig hvor vi er nå.

Folk har allerede kommet opp med denne ideen for lenge siden hele linjen verktøy som gjør oppgaven vår enklere. Hvis du navigerer den "jordiske" kloden ganske enkelt ved å bruke breddegrad og lengdegrad, er en hel rekke lignende elementer - punkter og linjer, også gitt for den "himmelske" kloden - himmelsfæren.

Himmelsfæren og observatørens posisjon. Hvis observatøren beveger seg, vil hele sfæren som er synlig for ham, bevege seg.

Elementer i den himmelske sfæren

Den himmelske sfæren har en rekke karakteristiske punkter, linjer og sirkler; la oss vurdere hovedelementene i himmelsfæren.

Observatør vertikal

Observatør vertikal- en rett linje som går gjennom midten av himmelsfæren og faller sammen med retningen til loddet ved observatørens punkt. Zenith- skjæringspunktet mellom observatørens vertikale og himmelsfæren, plassert over observatørens hode. Nadir- skjæringspunktet mellom observatørens vertikale med himmelsfæren, motsatt senit.

Ekte horisont- en stor sirkel på himmelsfæren, hvis plan er vinkelrett på observatørens vertikale. Den sanne horisonten deler himmelsfæren i to deler: over horisonten halvkule, der senit er plassert, og subhorisontal halvkule, der nadir er plassert.

Axis mundi (Jordens akse)- en rett linje som den synlige daglige rotasjonen av himmelsfæren skjer rundt. Verdensaksen er parallell med jordens rotasjonsakse, og for en observatør som befinner seg ved en av jordens poler, faller den sammen med jordens rotasjonsakse. Den tilsynelatende daglige rotasjonen av himmelsfæren er en refleksjon av den faktiske daglige rotasjonen av jorden rundt sin akse. De himmelske polene er skjæringspunktene mellom verdens akse og himmelsfæren. Den himmelske polen som ligger i stjernebildeområdet Ursa Minor, kalt Nordpolen verden, og den motsatte polen kalles sydpol.

En stor sirkel på himmelsfæren, hvis plan er vinkelrett på verdensaksen. Planet til himmelekvator deler himmelkulen inn i nordlige halvkule, der Nordpolen ligger, og sørlige halvkule, hvor Sydpolen ligger.

Eller observatørens meridian er en stor sirkel på himmelsfæren, som går gjennom verdens poler, senit og nadir. Den faller sammen med planet for observatørens jordiske meridian og deler himmelsfæren inn i østlig Og vestlige halvkule.

Nord- og sørpunkter- skjæringspunktet mellom den himmelske meridianen og den sanne horisonten. Punktet nærmest verdens nordpol kalles nordpunktet for den sanne horisonten C, og punktet nærmest verdens sydpol kalles sørpunktet S. Punktene i øst og vest er punktene til verdens nordpol. skjæringspunktet mellom himmelekvator og den sanne horisonten.

Middagslinje- en rett linje i planet til den sanne horisonten som forbinder punktene nord og sør. Denne linjen kalles middag fordi ved middagstid i henhold til lokal sann soltid, faller skyggen av en vertikal pol sammen med denne linjen, dvs. med den sanne meridianen til et gitt punkt.

Skjæringspunktene mellom den himmelske meridianen og den himmelske ekvator. Punktet nærmest det sørlige punktet av horisonten kalles sørpunktet for himmelekvator, og punktet nærmest nordlig punkt horisont, - nordpunktet av himmelekvator.

Vertikal av armaturet

Vertikal av armaturet, eller høyde sirkel, - en stor sirkel på himmelsfæren, som går gjennom senit, nadir og lys. Den første vertikalen er den vertikale som går gjennom punktene øst og vest.

Deklinasjonssirkel, eller , er en stor sirkel på himmelsfæren, som går gjennom verdens poler og lyset.

En liten sirkel på himmelsfæren trukket gjennom en lysende parallell med planet til himmelekvator. Synlig daglig bevegelse armaturer oppstår i henhold til daglige paralleller.

Almucantarat armaturer

Almucantarat armaturer- en liten sirkel på himmelsfæren trukket gjennom lyset parallelt med planet til den sanne horisonten.

Alle elementene i den himmelske sfæren nevnt ovenfor brukes aktivt til å løse praktiske problemer med orientering i rommet og bestemme plasseringen av armaturer. Avhengig av formål og måleforhold brukes to forskjellige systemer sfærisk himmelske koordinater .

I det ene systemet er lyset orientert i forhold til den sanne horisonten og kalles dette systemet, og i det andre i forhold til himmelekvator og kalles det.

I hvert av disse systemene bestemmes stjernens posisjon på himmelkulen av to vinkelstørrelser, akkurat som posisjonen til punktene på jordoverflaten bestemmes ved bruk av breddegrad og lengdegrad.

§ 48. Himmelsfære. Grunnleggende punkter, linjer og sirkler på himmelsfæren

En himmelkule er en kule med en hvilken som helst radius med et senter på et vilkårlig punkt i rommet. Avhengig av formuleringen av problemet, antas senteret å være observatørens øye, instrumentets senter, jordens senter, etc.

La oss vurdere hovedpunktene og sirklene til himmelsfæren, hvis sentrum anses å være observatørens øye (fig. 72). La oss tegne en loddlinje gjennom midten av himmelsfæren. Skjæringspunktene mellom loddet og kulen kalles senit Z og nadir n.

Ris. 72.

Planet som går gjennom midten av himmelsfæren vinkelrett på loddet kalles den sanne horisontens plan. Dette planet, som krysser himmelsfæren, danner en stor sirkel kalt den sanne horisonten. Sistnevnte deler himmelsfæren i to deler: over horisonten og under horisonten.

Den rette linjen som går gjennom midten av himmelsfæren parallelt med jordens akse kalles mundi-aksen. Skjæringspunktene mellom verdens akse og himmelsfæren kalles verdens poler. En av polene, som tilsvarer jordens poler, kalles den nordlige himmelpolen og er betegnet med Pn, den andre er den sørlige himmelpolen Ps.

QQ-planet som går gjennom sentrum av himmelsfæren vinkelrett på verdensaksen kalles planet til himmelekvator. Dette planet, som krysser himmelsfæren, danner en stor sirkel - himmelekvator, som deler himmelsfæren i nordlige og sørlige deler.

Den store sirkelen av himmelsfæren som går gjennom himmelpolene, senit og nadir, kalles observatørens meridian PN nPsZ. Mundi-aksen deler observatørens meridian i PN ZPs- og midnatts-PN nPs-delene.

Observatørens meridian skjærer den sanne horisonten på to punkter: nordpunktet N og sørpunktet S. Den rette linjen som forbinder punktene nord og sør kalles middagslinje.

Hvis du ser fra midten av sfæren til punkt N, vil det til høyre være et punkt øst O st, og til venstre - et punkt vest W. Små sirkler av himmelsfæren aa", parallelt med den sanne horisontens plan, kalles almukantarater; liten bb" parallelt med planet til himmelekvator, - himmelske paralleller.

Sirklene til himmelsfæren Zon som går gjennom senit- og nadirpunktene kalles vertikaler. Den vertikale linjen som går gjennom punktene øst og vest kalles den første vertikalen.

Sirklene til den himmelske sfæren til PNoPs som passerer gjennom verdens poler kalles deklinasjonssirkler.

Observatørens meridian er både en vertikal og en deklinasjonssirkel. Den deler himmelsfæren i to deler - østlig og vestlig.

Den himmelske polen som ligger over horisonten (under horisonten) kalles den forhøyede (senkede) himmelpolen. Navnet på den forhøyede himmelpolen er alltid det samme som navnet på stedets breddegrad.

Verdensaksen lager en vinkel med planet til den sanne horisonten lik stedets geografiske breddegrad.

Plasseringen av armaturer på himmelsfæren bestemmes ved hjelp av sfæriske koordinatsystemer. I nautisk astronomi brukes horisontale og ekvatoriale koordinatsystemer.

Stjernene er ekstremt fjernt fra jorden. Når du observerer dem selv gjennom et teleskop, er det umulig å bestemme hvilken av dem som er lenger og hvem som er nærmere. Når man studerer stjernehimmelen, brukes en matematisk modell av stjernehimmelen - himmelsfæren.

Himmelsfære kalt en imaginær sfære med vilkårlig radius med et senter ved observasjonspunktet som himmellegemene projiseres på.

Vinkelavstand mellom to punkter på kulen er vinkelen mellom radiene trukket til disse punktene. Legg merke til at sirkelen som oppnås ved å skjære himmelkulen med et plan som går gjennom midten av kulen kallesstor sirkel , og hvis flyet ikke passerer gjennom sentrum -liten sirkel .

En konsekvens av jordens rotasjon rundt sin akse er den tilsynelatende rotasjonen av himmelsfæren i motsatt retning. Dette er enkelt å verifisere. I løpet av natten beskriver stjernene buer av konsentriske sirkler (med en felles akse), aksen som passerer nær stjernen Polaris (α Ursa Minor). Polar selv (m= 2; fra det greske feltet - jeg roterer) forblir nesten ubevegelig. For å studere bevegelsen til stjerner mer detaljert, er det nødvendig å bli kjent med de grunnleggende elementene i himmelsfæren.

Diameteren til himmelsfæren som dens tilsynelatende rotasjon skjer rundt kallesaxis mundi (PP′ se fig.1).

Verdensaksen skjærer himmelsfæren på to punkter -verdens poler (fra greskstripe - akse ): nordlige (R - i nærheten av den kan du se nordstjernen) og den sørlige (R' - det er ingen klare stjerner i nærheten). I 2000 ble vinkelavstanden mellom Nordpolen og Nordstjernen var bare 42`. Polaris kalles kompassstjernen fordi den er et landemerke som angir retningen nord.

Himmelsk ekvator kalt den store sirkelen til himmelsfæren, vinkelrett på verdensaksen.

Diameteren til himmelsfæren som tyngdekraften virker langs og passerer gjennom observasjonspunktet kallesvertikal , ellerlodd ( ZZ). Skjæringspunktene for en loddlinje med himmelkulen ersenit (fra arabiskZemt Arrass - toppen av stien ) Ognadir (fra arabisk -fotretning ).

Den store sirkelen til himmelsfæren vinkelrett på vertikalen kallesmatematisk , ellerekte, horisont .

Himmelekvator deler himmelkulen inn i den nordlige og sørlige halvkule, og horisonten i den synlige og usynlige halvkule. Den synlige halvkulen av himmelsfæren kalles ogsåhimmelhimmel .

Den store sirkelen til himmelsfæren som går gjennom verdens poler - senit og nadir - kalleshimmelmeridian . Horisonten skjærer den himmelske meridianen på punkter nord (N ) og sør (S ), og med himmelekvator - på punkter i øst (E ) og vest (W ) . Diameteren til himmelsfæren som forbinder punktene nord og sør kallesmiddag linje ( N S ).

Vinkelavstanden til armaturet fra horisonten kalleshøyden på armaturet h . For eksempel er høyden til en stjerne i senit 90°.

I fig. 1 O - observasjonspunkt,R - verdens pol,N - Nordpunkt,T - midten av jorden, ogL - et punkt på jordens ekvator. HjørneOTL er lik breddegrad? poengOM , og vinkelenPONer høyden på den himmelske polenh s (eller Nordstjernen, som er nesten det samme). Verdensaksen er parallell med jordens rotasjonsakse, og planet til himmelekvator er parallelt med jordens plan.

Så høyden på den himmelske polen er lik den geografiske breddegraden til området: h s =φ .

På forskjellige steder på jorden ser bevegelsen av stjerner over himmelsfæren annerledes ut. For en observatør på polen til planeten vår er himmelpolen i senit, verdens akse faller sammen med vertikalen. Stjerner beveger seg i sirkler parallelt med horisonten. Noen armaturer er alltid synlige, andre er aldri synlige, her stiger ikke stjernene eller går ned og høyden deres er alltid den samme.

Ved jordens ekvator er himmelpolene plassert i horisonten, og mundi-aksen faller sammen med middagslinjen. Stjerner beveger seg i sirkler vinkelrett på horisontplanet. Alle armaturer stiger og setter seg, og er på himmelen halvparten av dagen. Hvis solen ikke "forstyrret", så kunne man se alt på en dag fra jordens ekvator lyse stjerner himmel.

Når du observerer himmelen fra middels breddegrader, vil du legge merke til at noen stjerner stiger og går ned, mens andre ikke går ned i det hele tatt. Det er også stjerner som aldri dukker opp over horisonten.

Stjerner på himmelekvator over horisonten bruker like lang tid som de under den. Solen beveger seg blant stjernene og beskriver en linje kalteklitica. To ganger i året (om våren - 20.-21. mars og om høsten - 22.-23. september) ligger den på himmelekvator ved punktene til vår- og høstjevndøgnene. På dette tidspunktet er dag lik natt.

Hver stjerne krysser den himmelske meridianen to ganger om dagen. Fenomenet med passasje av lyskilder gjennom den himmelske meridianen kalleskulminasjon . Iøvre klimaks høyden på armaturet er høyest, nederst - den minste (se fig. 6 ). Bevegelsen av armaturene mellom nabokulminasjonene varer en halv dag. Ved polen er høyden på stjernen i begge kulminasjonene den samme (se fig. 3). Ved ekvator er kun den øvre kulminasjonen synlig, men alle armaturene er synlige (se fig. 4). På jordens midtre breddegrader er begge kulminasjonene synlige (hvis ikke for solen) for de sirkumpolare stjernene, for andre (spesielt for solen) bare den øvre, og for stjerner som ikke går ned - ingen (se Fig. 5). Øyeblikket for den øvre kulminasjonen av sentrum av solen kalles sann middag, og i den nedre - sann nord. Ved middagstid faller skyggen av et vertikalt objekt langs middagslinjen.

For å konstruere stjernekart er det nødvendig å introdusere et himmelsk koordinatsystem. Flere slike systemer brukes i astronomi, som hver er praktisk for å løse ulike vitenskapelige og praktiske problemer. I dette tilfellet brukes spesielle fly, sirkler og punkter på himmelsfæren. På den er posisjonen til stjernen unikt bestemt av to vinkler. Hvis (planet som og hvorfra disse vinklene er plottet er planet til himmelekvator, kalles koordinatsystemetekvatorial . Koordinatene i den er deklinasjonen og direkte oppstigning av armaturene.

Deklinasjon δ er vinkelavstanden til stjernen fra himmelekvator (se fig. 7). Deklinasjonen er innenfor -90°< δ < 90° и принимается положительным в северном полушарии небесной сферы и отрицательным - в южной. Например, для точек на небесном экваторе δ = 0°, а для полюсов мира
,
.

Rundt deklinasjonen kalles den store sirkelen av himmelsfæren som går gjennom verdens poler og dette lyset.

Rett løft (ellerrett oppstigning ) α er vinkelavstanden til lysets deklinasjonssirkel fra punktet for vårjevndøgn. Denne koordinaten måles i retningen motsatt retning rotasjon av himmelsfæren og uttrykkes i timeenheter. Høyre oppstigning varierer innen 0 timer.< α < 24 час. Всему кругу небесного экватора соответствует 24 часа (или, что то же самое, 360 °). Тогда 1 ч = 15 °, а 4 мин = 1 °. Например, α γ = 0 time., α Ω = 12 timer

Et av de mest kjente og enkleste himmelske koordinatsystemene er horisontalt. Hovedplanet i den er den matematiske horisonten, og koordinatene er asimutEN armaturer og høyden på armaturene over horisontenh . Ulempen med det horisontale systemet er at koordinatene til armaturet stadig endres.

Tid bestemmer rekkefølgen for endring av fenomener. Behovet for å måle og lagre tid oppsto i begynnelsen av sivilisasjonen. Til dette formål ble periodiske prosesser som forekommer i naturen brukt. Bevegelsen til planeten vår produserer den synlige bevegelsen til armaturene, spesielt solen på himmelsfæren, som vi observerer. Den eldste tidsenheten er dagen, hvis varighet bestemmes av jordens rotasjon rundt sin akse.

Tidsintervallet mellom to påfølgende øvre (eller nedre) kulminasjoner av solens sentrum kallesekte dager (eller ekte soldager) .

Varigheten av en fullstendig omdreining av solen langs ekliptikken er en tidsenhet i astronomi.tropisk år er tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av sentrum av solskiven gjennom vårjevndøgn. Det tropiske året varer omtrent 365.2422 dager. I hverdagen bruker de kalenderåret, som er nesten lik det tropiske året.

Det er fastslått at jorden roterer ujevnt rundt solen. Derfor endres lengden på den faktiske soldagen med jevne mellomrom, men bare litt. Om vinteren er den lengre, om sommeren er den kortere. Den lengste virkelige soldagen er omtrent 51 sekunder lengre enn kort. For å eliminere denne ulempen med å måle tid, brukbety ekvatorial sol - et tenkt punkt som beveger seg jevnt langs ekliptikken og gjør full sving ifølge det for det tropiske året. Tidsintervallet mellom to påfølgende kulminasjoner av den gjennomsnittlige ekvatorialsolen kallesgjennomsnittlig dag (eller gjennomsnittlig soldag). Den gjennomsnittlige soldagen begynner i øyeblikket for den nedre kulminasjonen av den gjennomsnittlige ekvatorialsolen. Den gjennomsnittlige ekvatorialsolen er et fiktivt punkt, ikke markert på noen måte på himmelen. Derfor er det umulig å observere dens bevegelse, og for å bestemme dens koordinater, gjøres de nødvendige beregningene.

Målingen av tid i en soldag avhenger av geografisk lengdegrad. For alle punkter på en gitt meridian er tiden den samme, men den skiller seg fra lokal tid ved andre meridianer. For eksempel, hvis vi har nord i henhold til lokal tid (dvs. dagen begynner), så er det på motsatt meridian allerede middag i henhold til deres lokale tid. I 1884 innførte mange land et sonetidssystem. Jordens overflate ble delt inn i 24 tidssoner. Ihver av dem ligger hovedmeridianen, hvor lokal tid er T n ta i betraktningmidje tiden for hele beltet. Avstand mellom hovedmeridianene til nabolandetsoner 15° eller 1 time. For enkelhets skyld går tidssonegrensene gjennomstatlige og administrative grenser, og i havet i tynt befolkede områder langs meridianer som er fjernt fra de viktigste med 7,5 ° mot øst og 7,5 ° mot vest.

Greenwich-meridianen (passerer gjennom det tidligere Greenwich-observatoriet nær London, fordi den nå har blitt flyttet til et annet sted) er den viktigste for null-tidssonen. Lenger øst er sonene nummerert fra 1 til 23. Ukraina ligger i den andre tidssonen. Tid T 0 null tidssone kallesuniversell tid (eller vesteuropeisk). Rimelig forhold: T n = T 0 + n , Hvorn - tidssonenummer.

Standard tid i noen tidssoner har spesielle navn.europeisk (eller sentraleuropeisk) er tidspunktet for den første tidssonen,østeuropeisk - sekund.

For å effektivt bruke sollys og spare energi, innfører noen land sommertid, som begynner årlig den siste søndagen i mars klokken 02.00 ved å flytte klokkene en time fremover. Klokken 03.00 den siste søndagen i september flyttes klokkene en time tilbake, noe som avslutter sommertiden.

Det er kjent at den grunnleggende tidsenheten i SI er den andre. Tidligere ble 1/86400 av en soldag tatt som ett sekund. Etter å ha oppdaget endringer i lengden på soldagen, oppsto problemet med å finne en ny tidsskala. I 1967, på den internasjonale konferansen for vekter og mål, ble tidsenheten vedtatt av atomsekunderet - en tid som tilsvarer 9192631770 strålingsperioder som tilsvarer overgangen mellom to hyperfine nivåer av grunntilstanden til cesium-133-atomet. Atomtidsskalaen er basert på data fra cesium atomklokker som er tilgjengelige ved enkelte observatorier og tidslaboratorier. Atomklokker er ekstremt nøyaktige - de gjør en feil på 1 s på en million år.

Innholdet i artikkelen

HIMMELSfære. Når vi observerer himmelen, ser alle astronomiske objekter ut til å befinne seg på en kuppelformet overflate, hvor observatøren befinner seg i sentrum. Denne imaginære kuppelen danner den øvre halvdelen av en imaginær sfære kalt "himmelsfæren". Den spiller en grunnleggende rolle i å indikere posisjonen til astronomiske objekter.

Jordens rotasjonsakse er skråstilt ca. 23,5° i forhold til vinkelrett på planet til jordens bane (til ekliptikkplanet). Skjæringspunktet mellom dette planet og himmelsfæren gir en sirkel - ekliptikken, den tilsynelatende banen til solen over et år. Orienteringen av jordens akse i rommet forblir nesten uendret. Derfor, hvert år i juni, når den nordlige enden av aksen vipper mot solen, stiger den høyt på himmelen på den nordlige halvkule, hvor dagene blir lange og nettene korte. Etter å ha flyttet til motsatt side av banen i desember, viser det seg at jorden er vendt mot solen av den sørlige halvkule, og i vår nord blir dagene korte og nettene lange. Cm. OgsåÅRSTIDER .

Men under påvirkning av sol- og månens tyngdekraft endres orienteringen av jordaksen gradvis. Hovedbevegelsen av aksen forårsaket av solens og månens innflytelse på jordens ekvatoriale bule kalles presesjon. Som et resultat av presesjon roterer jordens akse sakte rundt en vinkelrett på baneplanet, og beskriver en kjegle med en radius på 23,5° over 26 tusen år. Av denne grunn vil polen etter noen århundrer ikke lenger være i nærheten av Nordstjernen. I tillegg gjennomgår jordaksen små svingninger kalt nutasjon, som er assosiert med elliptisiteten til jordens og månens bane, samt med det faktum at månens baneplan er litt skråstilt til planet til jordens bane. bane.

Som vi allerede vet, endres utseendet til himmelsfæren i løpet av natten på grunn av jordens rotasjon rundt sin akse. Men selv om du observerer himmelen på samme tid gjennom året, vil utseendet endre seg på grunn av jordens revolusjon rundt solen. For en fullstendig bane på 360° krever jorden ca. 365 1/4 dager – omtrent én grad per dag. Forresten, en dag, eller mer presist en soldag, er tiden der Jorden roterer én gang rundt sin akse i forhold til Solen. Den består av tiden det tar for jorden å rotere i forhold til stjernene ("siderisk dag"), pluss en kort tid - omtrent fire minutter - som kreves for at rotasjonen skal kompensere for jordens banebevegelse med én grad per dag. På et år vil altså ca. 365 1/4 soldøgn og ca. 366 1/4 stjerner.

Når de observeres fra et bestemt punkt på jorden, er stjerner som befinner seg nær polene enten alltid over horisonten eller stiger aldri over den. Alle andre stjerner stiger og går ned, og hver dag oppstår og setter hver stjerne 4 minutter tidligere enn dagen før. Noen stjerner og stjernebilder stiger opp på himmelen om natten om vinteren - vi kaller dem "vinter", mens andre er "sommer".

Dermed er utseendet til himmelsfæren bestemt av tre ganger: tiden på dagen assosiert med jordens rotasjon; tiden på året assosiert med revolusjon rundt solen; en epoke assosiert med presesjon (selv om sistnevnte effekt knapt er merkbar "for øyet" selv om 100 år).

Koordinatsystemer.

Det er forskjellige måter å indikere plasseringen til objekter på himmelsfæren. Hver av dem er egnet for en bestemt type oppgave.

Alt-azimut system.

For å indikere posisjonen til et objekt på himmelen i forhold til de jordiske objektene som omgir observatøren, brukes et "alt-azimut" eller "horisontalt" koordinatsystem. Den indikerer vinkelavstanden til et objekt over horisonten, kalt "høyde", så vel som dets "azimut" - vinkelavstanden langs horisonten fra et konvensjonelt punkt til et punkt som ligger rett under objektet. I astronomi måles asimut fra punktet sør til vest, og i geodesi og navigasjon - fra punktet nord til øst. Derfor, før du bruker azimut, må du finne ut i hvilket system det er indikert. Punktet på himmelen rett over hodet ditt har en høyde på 90° og kalles "senith", og punktet diametralt motsatt av det (under føttene dine) kalles "nadir". For mange problemer er den store sirkelen av himmelsfæren, kalt "himmelmeridianen", viktig; den passerer gjennom verdens senit, nadir og poler, og krysser horisonten i punktene nord og sør.

Ekvatorialsystem.

På grunn av jordens rotasjon beveger stjerner seg konstant i forhold til horisonten og kardinalpunktene, og deres koordinater i det horisontale systemet endres. Men for noen astronomiproblemer må koordinatsystemet være uavhengig av observatørens posisjon og tidspunkt på dagen. Et slikt system kalles "ekvatorial"; dens koordinater ligner geografiske breddegrader og lengdegrader. I den definerer planet til jordens ekvator, utvidet til skjæringspunktet med himmelsfæren, hovedsirkelen - "himmelekvator". "Deklinasjonen" til en stjerne ligner breddegrad og måles ved dens vinkelavstand nord eller sør for himmelekvator. Hvis stjernen er synlig nøyaktig i senit, er breddegraden til observasjonsstedet lik stjernens deklinasjon. Geografisk lengdegrad tilsvarer "høyre oppstigning" av stjernen. Den måles øst for skjæringspunktet mellom ekliptikken og himmelekvator, som solen passerer i mars, på dagen for begynnelsen av våren på den nordlige halvkule og høsten på den sørlige. Dette punktet, som er viktig for astronomi, kalles "Værens første punkt", eller "vernjevndøgnpunktet", og er betegnet med tegnet. Høyre oppstigningsverdier er vanligvis gitt i timer og minutter, med tanke på at 24 timer er lik 360°.

Ekvatorialsystemet brukes når man observerer med teleskoper. Teleskopet er installert slik at det kan rotere fra øst til vest rundt en akse rettet mot himmelpolen, og dermed kompensere for rotasjonen til jorden.

Andre systemer.

For noen formål brukes også andre koordinatsystemer på himmelsfæren. Når de for eksempel studerer bevegelsen til kropper i solsystemet, bruker de et koordinatsystem hvis hovedplan er planet for jordens bane. Strukturen til galaksen studeres i et koordinatsystem, hvis hovedplan er ekvatorialplanet til galaksen, representert på himmelen av en sirkel som går langs Melkeveien.

Sammenligning av koordinatsystemer.

De viktigste detaljene i horisontal- og ekvatorialsystemet er vist i figurene. I tabellen er disse systemene sammenlignet med det geografiske koordinatsystemet.

Tabell: Sammenligning av koordinatsystemer

SAMMENLIGNING AV KOORDINATSYSTEMER
Karakteristisk	Alt-azimut system	Ekvatorialsystem	Geografisk system
Hovedsirkel	Horisont	Himmelsk ekvator	Ekvator
Poler	Zenith og nadir	Verdens nord- og sørpoler	Nord- og Sydpolen
Vinkelavstand fra hovedsirkelen	Høyde	Deklinasjon	Breddegrad
Vinkelavstand langs grunnsirkelen	Azimut	Høyre oppstigning	Lengdegrad
Referansepunkt på hovedsirkelen	Sydpunkt i horisonten (i geodesi - nordpunkt)	Vårjevndøgn	Kryss med Greenwich-meridianen

Overgang fra ett system til et annet.

Ofte er det behov for å beregne ekvatorialkoordinatene fra de alt-azimutale koordinatene til en stjerne, og omvendt. For å gjøre dette er det nødvendig å kjenne observasjonsøyeblikket og posisjonen til observatøren på jorden. Matematisk løses problemet ved hjelp av en sfærisk trekant med toppunkter i senit, den nordlige himmelpolen og stjernen X; det kalles den "astronomiske trekanten".

Vinkelen med toppunktet ved den nordlige himmelpolen mellom observatørens meridian og retningen til et punkt på himmelsfæren kalles "timevinkelen" til dette punktet; den er målt vest for meridianen. Timevinkelen for vårjevndøgn, uttrykt i timer, minutter og sekunder, kalles "siderisk tid" (Si.T. - siderisk tid) ved observasjonspunktet. Og siden den rette oppstigningen til en stjerne også er den polare vinkelen mellom retningen mot den og punktet for vårjevndøgn, er siderisk tid lik den høyre oppstigningen til alle punkter som ligger på observatørens meridian.

Dermed er timevinkelen til ethvert punkt på himmelsfæren lik forskjellen mellom siderisk tid og dens høyre oppstigning:

La observatørens breddegrad være j. Hvis ekvatorialkoordinatene til stjernen er gitt en Og d, deretter de horisontale koordinatene EN Og kan beregnes ved hjelp av følgende formler:

Du kan også løse det omvendte problemet: ved å bruke de målte verdiene EN Og h, vite tiden, beregne en Og d. Deklinasjon d regnet direkte fra den siste formelen, deretter regnet ut fra den nest siste N, og fra den første, hvis siderisk tid er kjent, beregnes den en.

Representasjon av den himmelske sfæren.

I mange århundrer har forskere søkt de beste måtene representasjoner av den himmelske sfæren for dens studie eller demonstrasjon. To typer modeller ble foreslått: todimensjonale og tredimensjonale.

Himmelsfæren kan avbildes på et plan på samme måte som den sfæriske jorden er avbildet på kart. I begge tilfeller er det nødvendig å velge et geometrisk projeksjonssystem. Det første forsøket på å representere deler av himmelsfæren på et fly var bergmalerier av stjernekonfigurasjoner i hulene til gamle mennesker. I dag finnes det forskjellige stjernekart, publisert i form av håndtegnede eller fotografiske stjerneatlas som dekker hele himmelen.

Gamle kinesiske og greske astronomer konseptualiserte himmelsfæren i en modell kjent som "armillarsfæren". Den består av metallsirkler eller ringer koblet sammen for å vise de viktigste sirklene i himmelsfæren. I dag brukes ofte stjernekloder, hvor posisjonene til stjernene og hovedsirklene til himmelsfæren er markert. Armillarkuler og globuser har en felles ulempe: posisjonene til stjernene og markeringene til sirklene er markert på deres ytre, konvekse side, som vi ser fra utsiden, mens vi ser på himmelen "fra innsiden", og stjerner synes for oss å være plassert på den konkave siden av himmelsfæren. Dette fører noen ganger til forvirring i bevegelsesretningene til stjerner og stjernebildefigurer.

Den mest realistiske representasjonen av himmelsfæren er gitt av et planetarium. Den optiske projeksjonen av stjerner på en halvkuleformet skjerm fra innsiden lar deg gjengi utseendet til himmelen og alle slags bevegelser av armaturene på den svært nøyaktig.

Himmelsfæren er en imaginær kule med vilkårlig radius, hvis sentrum er plassert ved observasjonspunktet (fig. 1). Et plan trukket gjennom midten av himmelsfæren vinkelrett på en vertikal linje i forhold til jordoverflaten danner en stor sirkel i skjæringspunktet med himmelsfæren, kalt den matematiske eller sanne horisonten.
Loddlinjen skjærer himmelkulen på to diametralt motsatte punkter - senit Z og nadir Z'. Zeniten er plassert nøyaktig over observatørens hode, nadir er skjult av jordens overflate.
Den daglige rotasjonen av himmelsfæren er en refleksjon av jordens rotasjon og skjer også rundt jordens akse, men i motsatt retning, det vil si fra øst til vest. Rotasjonsaksen til himmelsfæren, som faller sammen med jordens rotasjonsakse, kalles verdensaksen.
Den nordlige himmelpolen P er rettet mot Nordstjernen (0°51 fra Nordstjernen). Den sørlige himmelpolen P' ligger over horisonten på den sørlige halvkule og er ikke synlig fra den nordlige halvkule.

Figur 1. Skjæringspunktet mellom den himmelske ekvator og den himmelske meridianen med den sanne horisonten

Den store sirkelen til himmelsfæren, hvis plan er vinkelrett på verdens akse, kalles himmelekvator, som sammenfaller med planet til jordens ekvator. Den himmelske ekvator deler himmelkulen i to halvkuler - nordlige og sørlige. Den himmelske ekvator skjærer den sanne horisonten på to punkter, som kalles punkter øst E og vest V. Ved østpunktet stiger himmelekvator over den sanne horisonten, og ved vestpunktet faller den under den.
Den store sirkelen til himmelsfæren som går gjennom himmelpolen (PP'), senit og nadir (ZZ') kalles den himmelske meridianen, som reflekteres på jordoverflaten i form av jordens (geografiske) meridian. Den himmelske meridianen deler himmelsfæren i østlig og vestlig og skjærer den sanne horisonten på to diametralt motstående punkter - sørpunktet (S) og nordpunktet (N).
En rett linje som går gjennom punktene sør og nord og er skjæringslinjen mellom planet til den sanne horisonten og planet til himmelmeridianen kalles middagslinjen.
En stor halvsirkel som går gjennom jordens poler og et hvilket som helst punkt på overflaten kalles meridianen til dette punktet. Meridianen som går gjennom Greenwich Observatory, Storbritannias hovedobservatorium, kalles prime eller prime meridian. Primmeridianen og meridianen, som er 180° unna nullpunktet, deler jordoverflaten i to halvkuler - den østlige og vestlige.
Den store sirkelen til himmelsfæren, hvis plan faller sammen med planet for jordens bane rundt solen, kalles det ekliptiske planet. Skjæringslinjen mellom himmelkulen og ekliptikkplanet kalles ekliptikklinjen eller ganske enkelt ekliptikken (fig. 3.2). Ekliptikk er et gresk ord og oversatt betyr formørkelse. Denne sirkelen ble kalt slik fordi sol- og måneformørkelser oppstår når begge lysene er nær ekliptikkplanet. For en observatør på jorden skjer den synlige årlige bevegelsen til solen langs ekliptikken. En linje vinkelrett på ekliptikkens plan og som går gjennom midten av himmelsfæren danner nord (N) og sør (S’) polene til ekliptikken ved skjæringspunktene med den.
Skjæringslinjen til ekliptikkplanet med planet til himmelekvator skjærer overflaten av jordens kule ved to diametralt motsatte punkter, kalt punktene for vår- og høstjevndøgn. Punktet for vårjevndøgn er vanligvis betegnet (Væren), punktet for høstjevndøgn - (Vekten). Solen viser seg på disse punktene henholdsvis 21. mars og 23. september. I disse dager på jorden er dag lik natt. Punkter i ekliptikken, med en avstand på 90° fra jevndøgnpunktene, kalles solverv (22. juli – sommer, 23. desember – vinter).
Planet til himmelekvator er skråstilt til ekliptikkens plan i en vinkel på 23°27′. Hellingen av ekliptikken til ekvator forblir ikke konstant. I 1896, da astronomiske konstanter ble godkjent, ble det besluttet å vurdere helningen til ekliptikken til å være lik 23° 27′ 8,26.»
På grunn av påvirkningen av gravitasjonskreftene til solen og månen på jorden, endres den gradvis fra 22°59′ til 24°36′.

Ris. 2. Ekliptikkens plan og dens skjæring med planet til himmelekvator
Himmelske koordinatsystemer
For å bestemme plasseringen av et himmellegeme, brukes et eller annet himmelsk koordinatsystem. Avhengig av hvilken av himmelsfærens sirkler som er valgt for å konstruere koordinatnettet, kalles disse systemene det ekliptiske koordinatsystemet eller ekvatorialsystemet. For å bestemme koordinater på jordoverflaten brukes et geografisk koordinatsystem. La oss vurdere alle de ovennevnte systemene.
Ekliptisk koordinatsystem.

Det ekliptiske koordinatsystemet brukes oftest av astrologer. Dette systemet er innebygd i alle eldgamle atlas stjernehimmel. Ekliptikksystemet er bygget på ekliptikkens plan. Posisjonen til et himmellegeme i dette systemet bestemmes av to sfæriske koordinater - ekliptisk lengdegrad (eller ganske enkelt lengdegrad) og ekliptisk breddegrad.
Ekliptisk lengdegrad L måles fra planet som går gjennom ekliptikkens poler og vårjevndøgn i retning av Solens årlige bevegelse, dvs. i henhold til forløpet til stjernetegnene (fig. 3.3). Lengdegrad er målt fra 0° til 360°.
Ekliptisk breddegrad B er vinkelavstanden fra ekliptikken mot polene. Verdien av B er positiv mot nordpolen til ekliptikken, negativ - mot sør. Målt fra +90° til –90°.

Fig.3. Ekliptisk himmelsk koordinatsystem.

Ekvatorialt koordinatsystem.

Ekvatorialkoordinatsystemet brukes også noen ganger av astrologer. Dette systemet er bygget på den himmelske ekvator, som sammenfaller med jordens ekvator (fig. 4). Posisjonen til et himmellegeme i dette systemet bestemmes av to koordinater - rett oppstigning og deklinasjon.
Høyre oppstigning måles fra vårjevndøgn 0° i motsatt retning av den daglige rotasjonen av himmelsfæren. Det måles enten i området fra 0° til 360°, eller i tidsenheter - fra 0 time. opptil 24 timer Deklinasjon? er vinkelen mellom himmelekvator og polen (lik breddegrad i ekliptikksystemet) og måles fra –90° til +90°.

Fig.4. Ekvatorialt himmelsk koordinatsystem

Geografisk koordinatsystem.

Bestemmes av geografisk lengdegrad og geografisk breddegrad. I astrologi brukes det for koordinatene til fødestedet.
Geografisk lengdegrad? målt fra Greenwich-meridianen med tegnet + mot øst og – mot vest fra – 180° til + 180° (fig. 3.5). Noen ganger måles geografisk lengdegrad i tidsenheter fra 0 til 24 timer, regnet øst for Greenwich.
Geografisk breddegrad? målt langs meridianene i retning av de geografiske polene med tegnet + mot nord, med tegnet – sør for ekvator. Geografisk breddegrad har en verdi fra – 90° til + 90°.

Fig.5. Geografiske koordinater

Presesjon
Gamle astronomer trodde at jordens rotasjonsakse var stasjonær i forhold til stjernekulen, men Hiparchus (160 f.Kr.) oppdaget at vårjevndøgn sakte beveger seg mot Solens årlige bevegelse, d.v.s. mot forløpet av stjernetegnene. Dette fenomenet kalles presesjon.
Forskyvningen er 50'3,1" per år. Poenget med vårjevndøgn fullfører en hel sirkel på 25 729 år, d.v.s. 1° passerer på omtrent 72 år. Referansepunktet på himmelsfæren er den nordlige himmelpolen. På grunn av presesjon beveger den seg sakte blant stjernene rundt ekliptikkens pol langs en sirkel med en sfærisk radius på 23°27′. Nå for tiden kommer det nærmere og nærmere Nordstjernen.
Nå er vinkelavstanden mellom Nordpolen og Nordstjernen 57′. Den vil komme til sin nærmeste avstand (28′) i 2000, og etter 12 000 år vil den være nær den klareste stjernen på den nordlige halvkule, Vega.
Måle tid
Spørsmålet om å måle tid har blitt løst gjennom historien til menneskelig utvikling. Det er vanskelig å forestille seg et mer komplekst konsept enn tid. Den største filosofen eldgamle verden Aristoteles skrev fire århundrer f.Kr. at blant det ukjente i naturen rundt oss, er det mest ukjente tiden, for ingen vet hva tid er og hvordan man kan kontrollere den.
Tidsmålingen er basert på jordens rotasjon rundt sin akse og dens revolusjon rundt solen. Disse prosessene er kontinuerlige og har ganske konstante perioder, noe som gjør at de kan brukes som naturlige tidsenheter.
På grunn av det faktum at jordens bane er en ellipse, skjer jordens bevegelse langs den med en ujevn hastighet, og følgelig oppstår hastigheten til solens tilsynelatende bevegelse langs ekliptikken også ujevnt. Alle armaturer krysser den himmelske meridianen to ganger i deres tilsynelatende bevegelse i løpet av dagen. Skjæringspunktet mellom den himmelske meridianen ved midten av lyset kalles kulminasjonen av lyset (kulminasjonen er et latinsk ord og oversatt betyr "topp"). Det er øvre og nedre kulminasjoner av armaturet. Tiden mellom klimaksene kalles en halv dag. Øyeblikket for den øvre kulminasjonen av sentrum av solen kalles sann middag, og øyeblikket for den nedre kalles sann midnatt. Både de øvre og nedre kulminasjonene kan tjene som begynnelsen eller slutten av tidsperioden (dagene) vi har valgt som en enhet.
Hvis vi velger sentrum av den sanne solen som hovedpunkt for å bestemme lengden på dagen, dvs. sentrum av solskiven som vi ser på himmelsfæren, får vi en tidsenhet som kalles en ekte soldag.
Når man velger den såkalte gjennomsnittlige ekvatorialsolen som hovedpoeng, dvs. av et fiktivt punkt som beveger seg langs ekvator med en konstant bevegelseshastighet for solen langs ekliptikken, får vi en tidsenhet som kalles gjennomsnittlig soldag.
Hvis vi velger punktet for vårjevndøgn som hovedpunkt når vi skal bestemme lengden på dagen, får vi en tidsenhet som kalles siderisk dag. Den sideriske dagen er 3 minutter kortere enn soldagen. 56.555 sek. Den lokale sideriske dagen er tidsperioden fra øyeblikket for den øvre kulminasjonen av Væren-punktet på den lokale meridianen til et gitt tidspunkt. I et bestemt område kulminerer hver stjerne alltid i samme høyde over horisonten, fordi dens vinkelavstand fra himmelpolen og fra himmelekvator ikke endres. Solen og månen endrer derimot høyden de kulminerer på. Intervallene mellom kulminasjonene til stjernene er fire minutter kortere enn intervallene mellom kulminasjonene til solen. I løpet av dagen (tidspunktet for én omdreining av himmelsfæren) klarer solen å bevege seg i forhold til stjernene mot øst - i motsatt retning av himmelens daglige rotasjon, i en avstand på omtrent 1°, siden himmelkulen gjør en hel omdreining (360°) på 24 timer (15° - på 1 time, 1° på 4 minutter).
Månens klimaks er forsinket med så mye som 50 minutter hver dag, da månen gjør omtrent en rotasjon for å møte himmelens rotasjon per måned.
På stjernehimmelen opptar ikke planeter et permanent sted, akkurat som månen og solen, derfor kan posisjonen til solen, månen og planetene kun angis på et stjernekart, så vel som på kosmogram- og horoskopkart. for et visst tidspunkt.
Standard tid. Standardtid (Tp) for et hvilket som helst punkt kalles det lokale gjennomsnittet soltid den geografiske hovedmeridianen til tidssonen der dette punktet befinner seg. For enkelhets skyld er jordens overflate delt med 24 meridianer - hver av dem er plassert nøyaktig 15° i lengdegrad fra naboen. Disse meridianene definerer 24 tidssoner. Grensene for tidssoner er plassert 7,5° øst og vest fra hver av de tilsvarende meridianene. Tidspunktet for den samme sonen i hvert øyeblikk for alle punktene regnes som den samme. Greenwich-meridianen regnes som nullmeridianen. Det ble også installert en datolinje, d.v.s. en konvensjonell linje vest for hvilken kalenderdatoen for alle tidssoner med østlig lengdegrad vil være én dag lengre enn for land som ligger i tidssoner med vestlig lengdegrad.
I Russland ble standardtid introdusert i 1919. Med utgangspunkt i det internasjonale systemet med tidssoner og de administrative grensene som eksisterte på den tiden, ble tidssoner fra II til og med XII plottet på kartet over RSFSR (se vedlegg 2, tabell 12).
Lokal tid. Tid i en hvilken som helst dimensjon, enten det er siderisk, ekte soltid eller gjennomsnittlig soltid for en eller annen meridian, kalles lokal siderisk, lokal sann soltid og lokal gjennomsnittlig soltid. Alle punkter som ligger på samme meridian vil ha samme tid i samme øyeblikk, som kalles lokal tid LT (lokal tid). Lokal tid er forskjellig på forskjellige meridianer, fordi... Jorden, som roterer rundt sin akse, snur suksessivt forskjellige deler av overflaten mot solen. Solen står ikke opp og dagen bryter på alle steder på kloden samtidig. Øst for Greenwich-meridianen øker lokal tid, og mot vest synker den. Lokal tid brukes av astrologer for å finne de såkalte feltene (husene) i horoskopet.
Universell tid. Den lokale gjennomsnittlige soltiden for Greenwich-meridianen kalles universell tid eller verdenstid (UT, GMT). Den lokale gjennomsnittlige soltiden for ethvert punkt på jordens overflate bestemmes av den geografiske lengdegraden til dette punktet, uttrykt i timeenheter og målt fra Greenwich-meridianen. Øst for Greenwich-tid anses som positivt, dvs. den er større enn i Greenwich, og vest for Greenwich er den negativ, dvs. Tiden i områder vest for Greenwich er mindre enn Greenwich.
Barseltid (td) – tid lagt inn over hele territoriet Sovjetunionen 21. juni 1930. Avlyst 31. mars 1991. Gjeninnført i CIS og Russland 19. mars 1992.
Sommertid (Tl) er en tid som ble introdusert i det tidligere Sovjetunionen 1. april 1991.
Ephemeris tid. Ujevnheten i den universelle tidsskalaen førte til behovet for å introdusere en ny skala bestemt av kroppens orbitale bevegelser solsystemet og representerer endringsskalaen til den uavhengige variabelen differensiallikninger Newtonsk mekanikk, som danner grunnlaget for teorien om bevegelse av himmellegemer. En ephemeris second er lik 1/31556925.9747 av det tropiske året (cm.) i begynnelsen av vårt århundre (1900). Nevneren til denne brøken tilsvarer antall sekunder i det tropiske året 1900. Epoken 1900 ble valgt som nullpunkt på ephemeris-tidsskalaen. Begynnelsen av dette året tilsvarer øyeblikket da solen hadde en lengdegrad på 279°42′.
Siderisk eller siderisk år. Dette er tidsperioden der solen, i sin tilsynelatende årlige bevegelse rundt jorden langs ekliptikken, beskriver en full omdreining (360°) og går tilbake til sin tidligere posisjon i forhold til stjernene.
Tropisk år. Dette er tidsrommet mellom to påfølgende passasjer av solen gjennom vårjevndøgn. På grunn av den presesjonelle bevegelsen av vårjevndøgnspunktet mot solens bevegelse, er det tropiske året noe kortere enn det sideriske året.
Et unormalt år. Dette er tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av jorden gjennom perihelium.
Kalenderår. Kalenderåret brukes til å telle tid. Den inneholder et heltall antall dager. Lengden på kalenderåret ble valgt med fokus på det tropiske året, siden den korrekte periodiske avkastningen av årstidene er knyttet nettopp til lengden på det tropiske året. Og siden det tropiske året ikke inneholder et helt antall dager, da man konstruerte kalenderen, var det nødvendig å ty til et system for å sette inn flere dager som ville kompensere for dagene som ble akkumulert på grunn av brøkdelen av det tropiske året. I den julianske kalenderen, introdusert av Julius Caesar i 46 f.Kr. ved hjelp av den aleksandrinske astronomen Sosigenes inneholdt enkle år 365 dager, skuddår - 366. Dermed var gjennomsnittslengden på året i den julianske kalenderen 0,0078 dager lengre enn lengden på det tropiske året. På grunn av dette, hvis for eksempel solen i 325 gikk gjennom vårjevndøgn 21. mars, så i 1582, da pave Gregor XIII vedtok en kalenderreform, falt jevndøgn 11. mars. Kalenderreformen, utført etter forslag fra den italienske legen og astronomen Luigi Lilio, sørger for å hoppe over noen skuddår. Årene ved begynnelsen av hvert århundre, der antall hundre ikke er delelig med 4, ble tatt som slike år, nemlig: 1700, 1800 og 1900. Dermed ble gjennomsnittslengden av det gregorianske året lik 365,2425 gjennomsnittlige soldøgn. I en rekke europeiske land er overgangen til en ny stil ble gjennomført 4. oktober 1582, da dagen etter ble regnet som 15. oktober. I Russland ble den nye (gregorianske) stilen introdusert i 1918, da den 1. februar 1918 i henhold til dekretet fra Council of People's Commissars ble foreskrevet å bli regnet som 14. februar.
I tillegg til kalendersystemet med å telle dager, har et system med kontinuerlig telling av dager fra en bestemt startdato blitt utbredt i astronomi. Et slikt system ble foreslått på 1500-tallet av Leiden-professoren Scaliger. Den ble navngitt til ære for Scaligers far Julius, og kalles derfor den julianske perioden (ikke å forveksle med den julianske kalenderen!). Greenwich middag den 1. januar 4713 f.Kr. ble tatt som utgangspunkt. Av Juliansk kalender, så den julianske dagen begynner ved Greenwich middag. Hver dag i henhold til denne beretningen om tid har sin egen serienummer. I ephemeris - astronomiske tabeller - regnes julianske dager fra 1. januar 1900. 1. januar 1996 - 2.450.084. julianske dag.

Planeter i solsystemet
Det er ni store planeter i solsystemet. I rekkefølge etter avstand fra solen er disse Merkur, Venus, Jorden (med månen), Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun og Pluto (fig. 6).

Fig.6. Baner til planetene i solsystemet

Planetene kretser rundt solen i ellipser nesten i samme plan. Små planeter, såkalte asteroider, hvor antallet nærmer seg 2000, går i bane mellom Mars og Jupiter.Mellemrommet mellom planetene er fylt med fortærnet gass og kosmisk støv. Den penetreres av elektromagnetisk stråling, som er bæreren av magnetiske, gravitasjons- og andre kraftfelt.
Solen er omtrent 109 ganger jordens diameter og 330 tusen ganger mer massiv enn jorden, og massen til alle planetene til sammen er bare omtrent 0,1 prosent av solens masse. Solen, ved hjelp av tyngdekraften, kontrollerer bevegelsen til planetene i solsystemet. Jo nærmere en planet er solen, desto større er dens lineære og vinkelmessige omdreiningshastighet rundt solen. Revolusjonsperioden til planeten rundt Solen i forhold til stjernene kalles siderisk eller siderisk periode (se vedlegg 2, tabell 1,2). Jordens rotasjonsperiode i forhold til stjernene kalles det sideriske året.
Fram til 1500-tallet var det det såkalte geosentriske systemet til Claudius Ptolemaios verden. På 1500-tallet ble dette systemet revidert av den polske astronomen Nicolaus Copernicus, som plasserte solen i sentrum. Galileo, som bygde det første teleskopet, prototypen til teleskopet, bekreftet Copernicus' teori basert på hans observasjoner.
På begynnelsen av 1600-tallet etablerte Johannes Kepler, en matematiker og astrolog ved det østerrikske kongehuset, tre lover for bevegelse av kropper i solsystemet.
Keplers første lov. Planetene beveger seg i ellipser, med solen i ett fokus.
Keplers andre lov. Radiusvektoren til planeten beskriver i like tidsintervaller like områder, derfor, jo nærmere en planet er solen, desto raskere beveger den seg, og omvendt, jo lenger den er fra solen, desto langsommere beveger den seg.
Keplers tredje lov. Firkantene til planetenes omløpstider er relatert til hverandre som kubene av deres gjennomsnittlige avstander fra solen (halvhovedaksene til banene deres). Dermed bestemmer Keplers andre lov kvantitativt endringen i hastigheten til en planets bevegelse langs en ellipse, og Keplers tredje lov forbinder gjennomsnittsavstandene til planeter fra solen med periodene for deres stjerneomdreininger og tillater de semimajor-aksene til alle. planetbaner Uttrykk i enheter av halvhovedaksen til jordens bane.
Basert på observasjoner av månens bevegelse og Keplers lover, oppdaget Newton loven om universell gravitasjon. Han fant at typen bane som et legeme beskriver avhenger av hastigheten til himmellegemet. Dermed er Keplers lover, som gjør det mulig å bestemme banen til en planet, en konsekvens av en mer generell naturlov – loven om universell gravitasjon, som danner grunnlaget for himmelmekanikken. Keplers lover blir observert når bevegelsen til to isolerte kropper vurderes å ta hensyn til deres gjensidige tiltrekning, men i solsystemet er ikke bare tiltrekningen til solen aktiv, men også den gjensidige tiltrekningen til alle ni planetene. I denne forbindelse er det, selv om det er et ganske lite, avvik fra bevegelsen som ville oppstå hvis Keplers lover ble strengt fulgt. Slike avvik kalles forstyrrelser. De må tas i betraktning når man beregner de tilsynelatende posisjonene til planetene. Dessuten var det takket være forstyrrelsene at planeten Neptun ble oppdaget; den ble beregnet, som de sier, på tuppen av en penn.
På 40-tallet av 1800-tallet ble det oppdaget at Uranus, oppdaget av W. Herschel på slutten av 1700-tallet, knapt merkbart avviker fra veien den skulle følge, tatt i betraktning forstyrrelser fra alle de allerede kjente planetene. Astronomene Le Verrier (i Frankrike) og Adams (i England) antydet at Uranus er utsatt for tiltrekningen av en ukjent kropp. De beregnet banen til den ukjente planeten, dens masse, og indikerte til og med stedet på himmelen hvor den ukjente planeten skulle befinne seg på et gitt tidspunkt. I 1846 ble denne planeten funnet ved hjelp av et teleskop på stedet angitt av den tyske astronomen Halle. Slik ble Neptun oppdaget.
Tilsynelatende bevegelse av planeter. Fra en jordisk observatørs synspunkt endrer planetene med visse intervaller bevegelsesretningen, i motsetning til solen og månen, som beveger seg over himmelen i samme retning. I denne forbindelse skilles det mellom planetens direkte bevegelse (fra vest til øst, som solen og månen), og retrograd eller retrograd bevegelse (fra øst til vest). I overgangsøyeblikket fra en type bevegelse til en annen ser det ut til at planeten stopper. Basert på ovenstående er den synlige banen til hver planet mot bakgrunnen av stjerner en kompleks linje med sikksakk og løkker. Formene og størrelsene på de beskrevne løkkene er forskjellige for forskjellige planeter.
Det er også en forskjell mellom bevegelsene til de indre og ytre planetene. De indre planetene inkluderer Merkur og Venus, hvis baner ligger innenfor jordens bane. De indre planetene i deres bevegelse er nært forbundet med solen, Merkur beveger seg bort fra solen ikke lenger enn 28°, Venus - 48°. Konfigurasjonen der Merkur eller Venus passerer mellom solen og jorden kalles en underordnet konjunksjon med solen; under en overlegen konjunksjon er planeten bak solen, dvs. Solen er mellom planeten og jorden. Ytre planeter er planeter hvis baner ligger utenfor jordens bane. De ytre planetene beveger seg mot bakgrunnen av stjerner som uavhengig av solen. De beskriver løkker når de er i motsatt område av himmelen fra solen. De ytre planetene har bare overordnede konjunksjoner. I tilfeller der Jorden er mellom Solen og den ytre planeten, oppstår den såkalte opposisjonen.
Motstanden til Mars på den tiden da Jorden og Mars er nærmest hverandre kalles den store opposisjonen. Store konfrontasjoner gjentas etter 15-17 år.
Kjennetegn på planetene i solsystemet
Terrestriske planeter. Merkur, Venus, Jorden og Mars kalles jordplaneter. De skiller seg på mange måter fra de gigantiske planetene: mindre i størrelse og masse, høyere tetthet, etc.
Merkur er planeten nærmest solen. Den er 2,5 ganger nærmere Solen enn Jorden. For en observatør på jorden beveger Merkur seg ikke mer enn 28° bort fra solen. Bare nær de ekstreme posisjonene kan planeten sees i strålene fra kvelden eller morgengryet. For det blotte øye er Merkur et lyspunkt, men i et sterkt teleskop ser det ut som en halvmåne eller en ufullstendig sirkel. Merkur er omgitt av en atmosfære. Atmosfærisk trykk på planetens overflate er omtrent 1000 ganger mindre enn ved jordoverflaten. Overflaten til Merkur er mørkebrun og måneaktig, strødd med ringformede fjell og kratere. Siderisk dag, dvs. rotasjonsperioden rundt aksen i forhold til stjernene er lik 58,6 av våre dager. En soldag på Merkur varer i to Merkur-år, det vil si omtrent 176 jorddøgn. Lengden på dag og natt på Merkur resulterer i skarpe temperaturforskjeller mellom middags- og midnattsregionene. Kvikksølvs halvkule på dagtid varmes opp til 380°C og over.
Venus er planeten nærmest Jorden i solsystemet. Venus er nesten like stor som kloden. Planetens overflate er alltid skjult av skyer. Det gassformige skallet til Venus ble oppdaget av M. V. Lomonosov i 1761. Atmosfæren til Venus er dramatisk forskjellig i kjemisk oppbygning fra jorden og helt uegnet til å puste. Den består av omtrent 97% karbondioksid, nitrogen - 2%, oksygen - ikke mer enn 0,1%. En soldag er 117 jorddøgn. Det er ingen årstider på den. På overflaten er temperaturen nær +450°C, og trykket er omtrent 100 atmosfærer. Rotasjonsaksen til Venus er nesten nøyaktig rettet mot banens pol. Den daglige rotasjonen av Venus skjer ikke i retning fremover, men i motsatt retning, dvs. i motsatt retning av planetens bevegelse i sin bane rundt solen.
Mars er den fjerde planeten i solsystemet, den siste av planetene terrestrisk gruppe. Mars er nesten halvparten av jordens størrelse. Massen er omtrent 10 ganger mindre enn jordens masse. Tyngdeakselerasjonen på overflaten er 2,6 ganger mindre enn på jorden. Et soldøgn på Mars er 24 timer og 37,4 minutter, dvs. nesten som på jorden. Varigheten av dagslys og solens midthøyde over horisonten varierer gjennom året på omtrent samme måte som på jorden, på grunn av den nesten identiske helningen til ekvatorialplanet med baneplanet for disse planetene (for Mars, ca. 25 °). Når Mars er i opposisjon, er det så lyst at det kan skilles fra andre armaturer ved sin rød-oransje farge. To polarhetter er synlige på overflaten av Mars; når den ene vokser, krymper den andre. Den er oversådd med ringfjell. Planetens overflate er innhyllet i dis og dekket med skyer. Kraftige støvstormer raser på Mars, noen ganger varer i flere måneder. Atmosfærisk trykk er 100 ganger mindre enn det på jorden. Atmosfæren i seg selv består hovedsakelig av karbondioksid. Daglige temperaturendringer når 80-100°C.
Kjempeplaneter. De gigantiske planetene inkluderer de fire planetene i solsystemet: Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun.
Jupiter er den største planeten i solsystemet. Den er dobbelt så massiv som alle de andre planetene til sammen. Men massen til Jupiter er liten sammenlignet med solen. Den er 11 ganger større enn jorden i diameter og mer enn 300 ganger større i masse. Jupiter fjernes fra solen i en avstand på 5,2 AU. Revolusjonsperioden rundt solen er omtrent 12 år. Ekvatorialdiameteren til Jupiter er omtrent 142 tusen km. Vinkelhastigheten for daglig rotasjon til denne kjempen er 2,5 ganger større enn jordens. Rotasjonsperioden til Jupiter ved ekvator er 9 timer 50 minutter.
I sin struktur, kjemiske sammensetning og fysiske forhold ved overflaten har Jupiter ingenting til felles med jorden og de terrestriske planetene. Det er ukjent om Jupiters overflate er fast eller flytende. Gjennom et teleskop kan du observere lyse og mørke striper av skiftende skyer. Det ytre laget av disse skyene består av partikler av frossen ammoniakk. Temperaturen på skylagene over er omtrent –145°C. Over skyene ser det ut til at Jupiters atmosfære består av hydrogen og helium. Tykkelsen på Jupiters gasskall er ekstremt stor, og den gjennomsnittlige tettheten til Jupiter er tvert imot veldig liten (fra 1 260 til 1 400 kg/m3), som bare er 24 % av jordens gjennomsnittlige tetthet.
Jupiter har 14 måner, den trettende ble oppdaget i 1974, og den fjortende i 1979. De beveger seg i elliptiske baner rundt planeten. Av disse skiller to måner seg ut for sin størrelse: Callisto og Ganymedes, den største månen i solsystemet.
Saturn er den nest største planeten. Den ligger dobbelt så langt fra solen som Jupiter. Dens ekvatorialdiameter er 120 tusen km. Saturns masse er halvparten av Jupiters masse. En liten mengde metangass er funnet i Saturns atmosfære, akkurat som på Jupiter. Temperaturen på den synlige siden av Saturn er nær frysepunktet til metan (-184°C), hvor de faste partiklene mest sannsynlig utgjør skylaget på denne planeten. Perioden med aksial rotasjon er 10 timer. 14 min. Saturn roterte raskt og fikk en flat form. Et flatt system av ringer omkranser planeten rundt ekvator, og berører aldri overflaten. Ringene har tre soner atskilt med smale spalter. Den indre ringen er veldig tydelig og den midterste ringen er den lyseste. Ringene til Saturn er en masse små satellitter til den gigantiske planeten som ligger i samme plan. Ringenes plan har en konstant helning til baneplanet, lik omtrent 27°. Tykkelsen på Saturns ringer er omtrent 3 km, og diameteren langs ytterkanten er 275 tusen km. Saturns omløpstid rundt solen er 29,5 år.
Saturn har 15 satellitter, den tiende ble oppdaget i 1966, de tre siste - i 1980 av den amerikanske automaten romfartøy Voyager 1. Den største av dem er Titan.
Uranus er den mest eksentriske planeten i solsystemet. Den skiller seg fra andre planeter ved at den roterer som om den ligger på siden: ekvatorplanet er nesten vinkelrett på baneplanet. Helningen til rotasjonsaksen til baneplanet er 8° større enn 90°, så rotasjonsretningen til planeten er reversert. Månene til Uranus beveger seg også i motsatt retning.
Uranus ble oppdaget av den engelske forskeren William Herschel i 1781. Den ligger dobbelt så langt fra solen som Saturn. Hydrogen, helium og en liten blanding av metan ble funnet i atmosfæren til Uranus. Temperaturen ved subsolar-punktet nær overflaten er 205-220°C. Omdreiningsperioden rundt aksen ved ekvator er 10 timer 49 minutter. På grunn av den uvanlige plasseringen av rotasjonsaksen til Uranus, stiger solen der høyt over horisonten nesten til senit, selv ved polene. Polardagen og polarnatten siste 42 år på polene.
Neptun - avslørte seg ved kraften i tiltrekningen hans. Plasseringen ble først beregnet, hvoretter den tyske astronomen Johann Halle oppdaget den i 1846. Gjennomsnittlig avstand fra solen er 30 AU. Omløpstiden er 164 år 280 dager. Neptun er fullstendig dekket med skyer. Det antas at Neptuns atmosfære inneholder hydrogen blandet med metan, og Neptuns overflate er hovedsakelig vann. Neptun har to satellitter, hvorav den største er Triton.
Pluto, planeten som er lengst unna Solen, den niende i rekken, ble oppdaget i 1930 av Clyde Tombaugh ved Lowell Astrological Observatory (Arizona, USA).
Pluto ser ut som et punktobjekt av femtende størrelse, dvs. den er omtrent 4 tusen ganger svakere enn de stjernene som er på grensen for synlighet det blotte øye. Pluto beveger seg veldig sakte, med bare 1,5° per år (4,7 km/s), i en bane som har en stor helning (17°) til ekliptikkplanet og er veldig langstrakt: ved perihelium nærmer den seg solen mer kortdistanse, enn banen til Neptun, og ved aphelion beveger den seg 3 milliarder km lenger. Ved den gjennomsnittlige avstanden til Pluto fra solen (5,9 milliarder km), ser vår dagslysstjerne fra denne planeten ikke ut som en skive, men som et skinnende punkt og gir belysning 1560 ganger mindre enn på jorden. Og derfor er det ikke overraskende at det er veldig vanskelig å studere Pluto: vi vet nesten ingenting om det.
Pluto er 0,18 ganger jordens masse og halvparten av jordens diameter. Revolusjonsperioden rundt sola er i gjennomsnitt 247,7 år. Perioden med aksial daglig rotasjon er 6 dager 9 timer.
Solen er sentrum av solsystemet. Energien hans er enorm. Selv den ubetydelige delen som faller på jorden er veldig stor. Jorden mottar titusenvis av ganger mer energi fra solen enn alle verdens kraftverk ville gjort hvis de hadde full kapasitet.
Avstanden fra jorden til solen er 107 ganger større enn dens diameter, som igjen er 109 ganger større enn jordens og er omtrent 1 392 tusen km. Solens masse er 333 tusen ganger større enn jordens masse, og volumet er 1 million 304 tusen ganger. Inne i solen er stoffet sterkt komprimert av trykket fra de overliggende lagene og er ti ganger tettere enn bly, men de ytre lagene av solen er hundrevis av ganger sjeldnere enn luften på jordoverflaten. Gasstrykket i solens dyp er hundrevis av milliarder ganger større enn lufttrykket på jordoverflaten. Alle stoffer på solen er i gassform. Nesten alle atomer mister elektronene fullstendig og blir til "nakne" atomkjerner. Frie elektroner, som bryter bort fra atomer, blir en integrert del av gassen. Denne gassen kalles plasma. Plasmapartikler beveger seg med enorme hastigheter – hundrevis og tusenvis av kilometer i sekundet. Kjernereaksjoner foregår hele tiden i Solen, som er en kilde til uuttømmelig energi fra Solen.
Solen består av det samme kjemiske elementer, som Jorden, men det er uforlignelig mer hydrogen på Sola enn på Jorden. Solen har ikke brukt opp halvparten av sine hydrogenatombrenselreserver. Det vil skinne i mange milliarder år til alt hydrogenet i solens dyp blir til helium.
Radioemisjonen fra Solen som når oss har sitt utspring i den såkalte solkoronaen. Solkoronaen strekker seg over en avstand på flere solradier, den når banene til Mars og Jorden. Dermed er jorden nedsenket i solkoronaen.
Fra tid til annen inn solatmosfære aktive regioner vises, hvorav antallet endres regelmessig, med en syklus på i gjennomsnitt ca. 11 år.
Månen er en satellitt av jorden, med en diameter som er 4 ganger mindre enn jorden. Månens bane er en ellipse, med jorden i en av brennpunktene. Den gjennomsnittlige avstanden mellom sentrene til månen og jorden er 384 400 km. Månens bane er skrånende 5°9′ til jordens bane. Månens gjennomsnittlige vinkelhastighet er 13°, 176 per dag. Helningen til måneekvator til ekliptikken er 1°32,3′. Tiden månen roterer rundt sin akse er lik tiden det tar å rotere rundt jorden, som et resultat av at månen alltid vender mot jorden med én side. Månens bevegelse er ujevn: i noen deler av dens synlige bane beveger den seg raskere, i andre - langsommere. Under dens banebevegelse varierer månens avstand til jorden fra 356 til 406 tusen km. Den ujevne bevegelsen i bane er assosiert med jordens innflytelse på månen, på den ene siden, og den kraftige gravitasjonskraften til solen, på den andre. Og hvis du tenker på at dens bevegelse er påvirket av Venus, Mars, Jupiter og Saturn, så er det klart hvorfor Månen kontinuerlig endrer, innenfor visse grenser, formen på ellipsen som den kretser langs. På grunn av det faktum at månen har en elliptisk bane, nærmer den seg enten jorden eller beveger seg bort fra den. Punktet i månebanen nærmest jorden kalles perigeum, og det fjerneste punktet kalles apogee.
Månebanen skjærer ekliptikkens plan på to diametralt motsatte punkter, kalt måneknutene. Den stigende (nord) noden krysser ekliptikkens plan, beveger seg fra sør til nord, og den synkende (sør) noden - fra nord til sør. Måneknutene beveger seg kontinuerlig langs ekliptikken i motsatt retning av stjernekonstellasjonenes forløp. Rotasjonsperioden for måneknutene langs ekliptikken er 18 år og 7 måneder.
Det er fire perioder med revolusjon av månen rundt jorden:
a) siderisk eller siderisk måned - perioden for månens revolusjon rundt jorden i forhold til stjernene, den er 27,3217 dager, dvs. 27 dager 7 timer 43 minutter;
b) måne- eller synodisk måned - perioden for månens revolusjon rundt jorden i forhold til solen, dvs. intervallet mellom to nymåner eller fullmåner er i gjennomsnitt 29,5306 dager, dvs. 29 dager 12 timer 44 minutter. Dens varighet er ikke konstant på grunn av jordens og månens ujevne bevegelse og varierer fra 29,25 til 29,83 dager;
c) drakonisk måned - tidsperioden mellom to påfølgende passasjer av Månen gjennom samme node i dens bane, det er 27,21 gjennomsnittsdager;
d) anomalistisk måned - tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av månen gjennom perigeum; det er 27,55 gjennomsnittlige dager.
Når månen beveger seg rundt jorden, endres forholdene for belysning av månen av solen, den såkalte endringen av månefaser skjer. Månens hovedfaser er nymåne, første kvartal, fullmåne og siste kvartal. Linjen på månens skive som skiller den opplyste delen av halvkulen som vender mot oss fra den ubelyste, kalles terminatoren. På grunn av overskuddet av den synodiske månemåneden i forhold til den sideriske måneden, stiger Månen daglig senere med omtrent 52 minutter, måneoppganger og månenedganger forekommer til forskjellige tider av døgnet, og de samme fasene inntreffer kl. ulike punkter månebane i sin tur i alle tegn på dyrekretsen.
Måne- og solformørkelser. Måne- og solformørkelser oppstår når solen og månen er i nærheten av nodene. I øyeblikket av en formørkelse befinner solen, månen og jorden seg nesten på samme rette linje.
En solformørkelse oppstår når månen passerer mellom jorden og solen. På dette tidspunktet vender Månen mot Jorden med sin ubelyste side, det vil si at det bare skjer en solformørkelse under nymånen (fig. 3.7). De tilsynelatende størrelsene på månen og solen er nesten like, så månen kan dekke solen.

Fig.7. Solformørkelsesdiagram

Avstandene til solen og månen fra jorden forblir ikke konstante, siden jordens og månens baner ikke er sirkler, men ellipser. Derfor, hvis månen i øyeblikket av en solformørkelse er på den minste avstanden fra jorden, vil månen dekke solen fullstendig. En slik formørkelse kalles total. Den totale fasen av en solformørkelse varer ikke mer enn 7 minutter og 40 sekunder.
Hvis månen under en formørkelse er i størst avstand fra jorden, har den en litt mindre tilsynelatende størrelse og dekker ikke helt solen; en slik formørkelse kalles ringformet. Formørkelsen vil være total eller ringformet hvis solen og månen er nesten ved en node ved nymånen. Hvis solen i øyeblikket av nymånen er i en viss avstand fra noden, vil ikke sentrene til måne- og solskivene falle sammen, og månen vil delvis dekke solen, en slik formørkelse kalles delvis. Det er minst to solformørkelser hvert år. Maksimalt mulig antall formørkelser i løpet av et år er fem. På grunn av det faktum at månens skygge under en solformørkelse ikke faller på hele jorden, observeres en solformørkelse i et bestemt område. Dette forklarer sjeldenheten til dette fenomenet.
En måneformørkelse oppstår under fullmåne, når jorden er mellom månen og solen (fig. 8). Jordens diameter er fire ganger Månens diameter, så skyggen fra Jorden er 2,5 ganger størrelsen på Månen, dvs. Månen kan være helt nedsenket i jordens skygge. Den lengste varigheten av en total måneformørkelse er 1 time og 40 minutter.

Fig.8. Måneformørkelsesdiagram

Måneformørkelser er synlige på halvkulen der månen for øyeblikket er over horisonten. En eller to ting skjer i løpet av året. måneformørkelser, noen år kan det ikke være noen i det hele tatt, og noen ganger er det tre måneformørkelser per år. Avhengig av hvor langt fra noden til månebanen fullmånen oppstår, vil Månen være mer eller mindre nedsenket i jordens skygge. Det er også totale og delvise måneformørkelser.
Hver spesifikk formørkelse gjentar seg selv etter 18 år, 11 dager, 8 timer. Denne perioden kalles Saros. Under Saros oppstår 70 formørkelser: 43 solformørkelser, hvorav 15 er delvise, 15 ringformede og 13 totalt; 28 måne, hvorav 15 er delvise og 13 er komplette. Etter Saros gjentas hver formørkelse omtrent 8 timer senere enn den forrige.