Açıların saat ölçüsü birimleri, açılar ve zaman aralıkları farklı büyüklükler olduğundan, isim ve gösterim bakımından aynı olan zaman ölçüsü birimleriyle karıştırılmamalıdır. Açıların saat ölçüsünün derece ölçüsüyle basit ilişkileri vardır:

	15°'ye karşılık gelir;		1°, 4Ш'a karşılık gelir;
\ T
						1/15s.
Çeviri için		miktarlar				saatlik ölçümler

derece ve	arkada tablolar var (Tablo V
AE veya adj.	Bu kitabın 1'i).
Coğrafi			koordinatlar		bazen denir
eş anlamlı					tanımlar.
§ 2. Armatürlerin ekvator koordinatları
Konum		gök cisimleri		tanımlanması uygun

vatorial koordinat sistemi. Bunu hayal edelim

gökyüzü			büyük			merkezinde bulunan küre
küre için şunları yapabiliriz:
inşa etmek çok zor
koordinat
			paralellikler
Küre. Eğer pro-
Kuzeyden geçerken
hayal gücüne geçmeden önce
		göksel
o zaman çapsal olarak elde edeceksin
	zıt
Kuzey R ve Güney ki
isminde
öyle		geometrik eksen						ekvator
	koordinatlar Dünya düzlemine devam

ra, gök küresini geçene kadar gök ekvatorunun küre üzerindeki çizgisini elde ederiz.

Dünya kendi ekseni etrafında batıdan doğuya doğru döner

boşaltılır ve tüm devri bir gün sürer. Dünyadaki bir gözlemciye göre gök küresi

tüm görünür armatürlerle birlikte döner
tam tersi	yön, yani doğudan
Batı. Bize öyle geliyor ki Güneş her gün
Dünyanın etrafında: sabahları		yükselir		doğu
ufkun bir kısmı ve			ufkun ötesinde

Batı. Gelecekte, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki gerçek dönüşü yerine gök küresinin günlük dönüşünü ele alacağız. Kuzey Kutbu'ndan bakıldığında saat yönünde meydana gelir.

Şekil 2'de gösterildiği gibi dışarıdan bakarsanız gök küresini görsel olarak hayal etmek daha kolaydır. 2. Ayrıca Dünya'nın yörünge düzlemi veya ekliptik düzleminin gök küresi ile kesişme izini de gösterir. Dünya taahhüt ediyor tam dönüş Güneş etrafında bir yılda yörüngeye döner. Bu yıllık devrimin bir yansıması, Güneş'in yıllık hareketidir. gök küresi aynı düzlemde, yani ekliptik boyunca J F JL - F J T . Güneş her gün yıldızlar arasında ekliptik boyunca doğuya doğru yaklaşık bir derece yay kadar hareket ederek bir yılda tam bir devrimi tamamlar. Ekliptik, gök ekvatoruyla ekinoks noktaları adı verilen taban tabana zıt iki noktada kesişir: T - ilkbahar ekinoksu ve - sonbahar ekinoksu. Güneş bu noktalarda olduğunda, Dünya'nın her yerinde tam doğudan doğar, tam batıdan batar, gece ve gündüz 12 saate eşit olur ve bu günlere ekinoks adı verilir ve 21 Mart ve 23 Eylül tarihlerine denk gelir. bu tarihlerden bir günden az sapma olmaksızın.

Göksel küre ile kesişinceye kadar uzanan coğrafi meridyenlerin düzlemleri, onunla kesişme noktasında gök meridyenlerini oluşturur. Sayısız gök meridyeni vardır. Bunlardan ilkini seçmek gerekir, tıpkı Dünya'da Greenwich Gözlemevi'nden geçen meridyenin sıfır olarak kabul edilmesi gibi. Astronomide böyle bir referans çizgisi, ilkbahar ekinoks noktasından geçen gök meridyeni olarak alınır ve ilkbahar ekinoks noktasının sapma çemberi olarak adlandırılır. Armatürlerin konumlarından geçen gök meridyenlerine bu armatürlerin sapma daireleri denir,

Ekvator koordinat sisteminde ana daireler gök ekvatoru ve Y noktasının eğim dairesidir. Bu koordinat sistemindeki herhangi bir armatürün konumu sağa yükseliş ve eğim ile belirlenir.

Rektal iniş, göksel kürenin günlük dönüşünün tersi yönde hesaplanan, ilkbahar ekinoksunun sapma çemberi ile armatürün sapma çemberi arasındaki gök kutbundaki küresel açıdır.

Sağ yükseliş göksel yay ile ölçülür

göksel kürenin niyası, dolayısıyla a, göksel kürenin günlük dönüşüne bağlı değildir.

ve armatürün yönü. Sapma, gök ekvatorundan armatürün yerine kadar olan sapma dairesinin karşılık gelen yayı ile ölçülür. Yıldız kuzey yarımküredeyse (gök ekvatorunun kuzeyinde), eğimine N adı, güney yarımküredeyse 5 adı verilir. Astronomik problemleri çözerken, artı işareti sapmaya atanır. Gözlem alanının enlemi ile aynı olan değer. Dünyanın Kuzey Yarımküresinde kuzey eğimi pozitif, güney eğimi ise negatif kabul edilir. Armatürün eğimi 0 ila ±90° arasında değişebilir. Gök ekvatorundaki her noktanın eğimi 0°'dir. Kuzey Kutbu'nun eğimi 90°'dir.

Herhangi bir armatür, gün boyunca gök küresi ile birlikte günlük paraleli boyunca gök direği etrafında tam bir devrim yapar, bu nedenle b, a gibi dönüşüne bağlı değildir. Ancak armatürün ek bir hareketi varsa (örneğin, Güneş veya bir gezegen) ve göksel küre boyunca hareket ederse, ekvator koordinatları değişir.

A ve b değerleri, sanki Dünya'nın merkezindeymiş gibi gözlemciyle ilgilidir. Bu, dünyanın herhangi bir yerindeki armatürlerin ekvator koordinatlarını kullanmanıza olanak tanır.

§ 3. Yatay koordinat sistemi

Gök küresinin merkezi herhangi bir yere taşınabilir

uzayda nokta.

özellikle,

ana eksenlerin kesişme noktasına uygun

ta. Bu durumda dikey

alet (Şek.

geometrik

yatay

koordinatlar

Gökyüzüyle kesiştiği noktada

şeffaf

formlar

gözlemci.

geçen

göksel

dik-

yön

isminde

uçak

doğru

ufukta ve kavşakta

yüzey

göksel

doğru

ufuk

atamalar

Dünya ülkeleri geleneksel hale geldi

transkripsiyon: N (kuzey), S (güney), W (batı)

Bir çekül hattı aracılığıyla çizebilirsiniz

sayısız

yeni set

dikey

uçaklar. Kavşakta

yüzeyli

gök küresi

biçim

dairelere dikey denir. Herhangi bir dikey

armatürün bulunduğu yerden geçen noktaya armatürün düşey noktası denir.

		RRH					karakterize etmek
	dönme eksenine paralel bir çizgi olarak
O zaman gök ekvatoru QQ'nun düzlemi paralel olacaktır.
	uçak		dünyanın ekvatoru. dikey,
					PZP\ZX ,	öyle
geçici olarak göksel				meridyen			gözlemler,
veya meridyen			gözlemci. Meridyen				gözlemci

Gözlemcinin gerçek ufkun düzlemi ile meridyenine öğlen çizgisi denir. Öğle vaktinin Kuzey Kutbu'na en yakın kesişme noktası

doğu ve batı noktalarından geçen noktaya birinci dikey denir. Düzlemi gözlemcinin meridyeninin düzlemine diktir. Gök küresi genellikle

				meridyen düzlemi				gözlemci
çizim düzlemiyle çakışır.
Yataydaki ana koordinat daireleri
sisteme gerçek ufuk hizmet eder ve							meridyen
verici. Bu çevrelerden ilkine göre							alınan sistem
adı.		Koordinatlar
	öyle				ve uçaksavar		mesafe.
az i m u t		s v e t i la			A - küresel
gözlemcinin meridyeni arasındaki zirve noktası
				astronomi				geri sayım
					meridyen		gözlemci ama

Sonuçta, yönlerin astronomik azimutları jeodezik amaçlarla belirlendiğinden, bu kitapta azimutların jeodezik açıklamasını hemen benimsemek daha uygundur. Bunlar, kuzey noktasından aydınlatma armatürünün dikeyine kadar gerçek ufkun yayları ile ölçülür.

kürenin merkezi, zirve yönü ile armatür yönü arasındadır. Zenit mesafesi, armatürün zirve noktasından armatürün bulunduğu yere kadar olan dikey yayı ile ölçülür. Zenit mesafesi her zaman pozitiftir ve değeri 0 ila 180° arasında değişir.

Dünyanın batıdan doğuya kendi ekseni etrafında dönmesi, tüm gök küresi ile birlikte gök kutbu etrafındaki armatürlerin görünür günlük dönüşüne neden olur. Bu

Takımyıldızları bir düzlemde gösteren bir yıldız haritası yapmak için yıldızların koordinatlarını bilmeniz gerekir. Yıldızların ufka göre koordinatları, örneğin yükseklik, görsel olmasına rağmen sürekli değiştiği için harita yapımına uygun değildir. ile dönecek bir koordinat sistemi kullanmak gereklidir. yıldızlı gökyüzü. Ekvator sistemi denir. İçinde bir koordinat, armatürün gök ekvatorundan sapma adı verilen açısal mesafesidir (Şekil 19). ±90° aralığında değişir ve ekvatorun pozitif kuzeyi ve negatif güneyi olarak kabul edilir. Delinasyon coğrafi enleme benzer.

İkinci koordinat coğrafi boylamın benzeridir ve sağ yükseliş a olarak adlandırılır.

Pirinç. 18. Gözlemler sırasında yılın farklı zamanlarında Güneş'in ufkun üzerindeki günlük yolları: a - orta enlemlerde; b - Dünya'nın ekvatorunda.

Pirinç. 19. Ekvator koordinatları.

Pirinç. 20. Armatürün üst doruk noktasındaki yüksekliği.

M armatürünün doğru yükselişi, dünyanın kutupları boyunca çizilen büyük dairenin düzlemleri ile verilen armatür ve dünyanın kutuplarından geçen büyük daire ile ilkbahar ekinoks noktası arasındaki açı ile ölçülür (Şekil 1). 19). Bu açı, ilkbahar ekinoks noktası T'den itibaren saat yönünün tersine ölçülür. kuzey kutbu. 0 ila 360° arasında değişir ve gök ekvatorunda yer alan yıldızların sağa yükseliş sırasına göre yükselmesi nedeniyle sağ yükseliş olarak adlandırılır. Aynı sırayla birbiri ardına doruğa ulaşırlar. Bu nedenle a genellikle açısal ölçüyle değil, zamanla ifade edilir ve gökyüzünün 4 dakikada 15° ve 1° döndüğü varsayılır. Dolayısıyla sağ yükseliş 90°, aksi takdirde 6 saat 7 saat 18 dakika olacaktır. Zaman birimleri cinsinden, yıldız haritasının kenarları boyunca sağ yükselişler yazılır.

Yıldızların kürenin küresel yüzeyinde tasvir edildiği yıldız küreleri de vardır.

Bir haritada yıldızlı gökyüzünün yalnızca bir kısmı bozulma olmadan gösterilebilir. Yeni başlayanların böyle bir haritayı kullanması zordur çünkü belirli bir zamanda hangi takımyıldızların görünür olduğunu ve ufka göre nasıl konumlandıklarını bilmezler. Hareketli bir yıldız haritası daha kullanışlıdır. Cihazının fikri basittir. Haritanın üzerine, ufuk çizgisini temsil eden kesikli bir daire yerleştirilmiştir. Ufuk kesiti eksantriktir ve kesitteki kaplama dairesini döndürdüğünüzde, takımyıldızlar ufkun üzerinde yer alır. farklı zamanlar. Böyle bir kartın nasıl kullanılacağı Ek VII'de anlatılmaktadır.

(bkz: tarama)

2. Zirvedeki armatürlerin yüksekliği.

Armatür M'nin üst zirvedeki yüksekliği, eğimi 6 ve alanın enlemi arasındaki ilişkiyi bulalım.

Şekil 20, gök ekseninin çekül çizgisini ve gök ekvatorunun ve ufuk çizgisinin (öğlen çizgisinin) gök meridyeni düzlemine izdüşümünü göstermektedir. Öğle çizgisi ile gök ekseni arasındaki açı, bildiğimiz gibi eşittir. Açıkça, gök ekvatorunun düzleminin ufka doğru açıyla ölçülen eğimi 90°'ye eşittir - (Şekil 20). Zirvenin güneyinde doruğa ulaşan 6 eğime sahip M yıldızının yüksekliği

Bu formülden, coğrafi enlemin, üst zirvesinde bilinen 6 eğime sahip herhangi bir yıldızın yüksekliğinin ölçülmesiyle belirlenebileceği görülebilir. Zirve anında yıldızın ekvatorun güneyinde yer alması durumunda sapmasının negatif olduğu dikkate alınmalıdır.

(bkz: tarama)

3. Tam zaman.

Astronomide kısa zaman dilimlerini ölçmek için temel birim, güneş gününün ortalama uzunluğu, yani Güneş'in merkezinin iki üst (veya alt) zirvesi arasındaki ortalama zaman süresidir. Güneşli günün süresi yıl boyunca biraz değişiklik gösterdiğinden ortalama değer kullanılmalıdır. Bunun nedeni, Dünya'nın Güneş'in etrafında daire şeklinde değil elips şeklinde dönmesi ve hareket hızının biraz değişmesidir. Bu, yıl boyunca Güneş'in tutulum boyunca görünen hareketinde hafif düzensizliklere neden olur.

Daha önce de söylediğimiz gibi, Güneş'in merkezinin en yüksek doruk noktasına ulaştığı an, gerçek öğlen olarak adlandırılır. Ancak saati kontrol etmek, tam zamanı belirlemek için, Güneş'in doruk noktasını tam olarak işaretlemenize gerek yoktur. Herhangi bir yıldızın ve Güneş'in doruk anları arasındaki fark her zaman tam olarak bilindiğinden, yıldızların doruk anlarını işaretlemek daha uygun ve doğrudur. Bu nedenle, kesin zamanı belirlemek için özel optik aletler kullanarak yıldızların zirve anlarını işaretlerler ve bunları zamanı "depolayan" saatin doğruluğunu kontrol etmek için kullanırlar. Bu şekilde belirlenen zaman, eğer gökyüzünün gözlemlenen dönüşü kesinlikle sabit bir açısal hızla meydana gelmiş olsaydı, kesinlikle doğru olurdu. Ancak, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüş hızının ve dolayısıyla gök cisimlerinin görünen dönüş hızının da aynı olduğu ortaya çıktı.

zamanla çok küçük değişiklikler yaşar. Bu nedenle, kesin zamandan “tasarruf yapmak” için, artık sabit bir frekansta meydana gelen atomlardaki salınımlı süreçler tarafından kontrol edilen özel atom saatleri kullanılmaktadır. Bireysel gözlemevlerinin saatleri atomik zaman sinyallerine göre kontrol edilir. Atom saatlerinden belirlenen zaman ile yıldızların görünen hareketlerinin karşılaştırılması, Dünya'nın dönüşündeki düzensizliklerin incelenmesini mümkün kılar.

Kesin saatin belirlenmesi, saklanması ve radyo aracılığıyla tüm nüfusa iletilmesi, birçok ülkede mevcut olan tam saat hizmetinin görevidir.

Radyo yoluyla kesin zaman sinyalleri, donanma ve hava kuvvetlerindeki denizciler ve tam zamanı bilmesi gereken birçok bilimsel ve endüstriyel kuruluş tarafından alınır. Tam zamanı bilmek, özellikle dünya yüzeyindeki farklı noktaların coğrafi boylamlarını belirlemek için gereklidir.

4. Zamanı saymak. Coğrafi boylamın belirlenmesi. Takvim.

SSCB'nin fiziki coğrafya dersinden yerel, bölge ve doğum zamanı kavramlarını biliyorsunuz ve ayrıca iki noktanın coğrafi boylam farkının bu noktaların yerel saatlerindeki farkla belirlendiğini biliyorsunuz. Bu sorun yıldız gözlemlerini kullanan astronomik yöntemlerle çözülmektedir. Bireysel noktaların kesin koordinatlarının belirlenmesine dayanarak, dünya yüzeyinin haritalanması gerçekleştirilir.

Uzun zaman dilimlerini saymak için, eski çağlardan beri insanlar ya bir ay ayını ya da bir güneş yılını, yani Güneş'in ekliptik boyunca devrim süresini kullanmışlardır. Yıl, mevsimsel değişimlerin sıklığını belirler. Bir güneş yılı 365 güneş günü, 5 saat 48 dakika 46 saniye sürer. Günle ve ay ayının uzunluğuyla - ay evrelerinin değişim süresi (yaklaşık 29,5 gün) ile pratik olarak orantısızdır. Basit ve kullanışlı bir takvim oluşturmanın zorluğu budur. İçin asırlık tarihİnsanlık boyunca pek çok farklı takvim sistemi oluşturulmuş ve kullanılmıştır. Ancak hepsi üç türe ayrılabilir: güneş, ay ve ay-güneş. Güneydeki kırsal halklar genellikle ay aylarını kullanırlardı. 12 kameri aydan oluşan bir yılda 355 güneş günü bulunuyordu. Zamanın Ay ve Güneş tarafından hesaplanmasını koordine etmek için yılda 12 veya 13 ay belirlemek ve yıla ek günler eklemek gerekiyordu. Daha basit ve daha kullanışlı olanı, eskiden kullanılan güneş takvimiydi. Eski Mısır. Şu anda dünyadaki çoğu ülke de bir güneş takvimi benimsiyor, ancak aşağıda tartışılacak olan Gregoryen takvimi adı verilen daha gelişmiş bir takvim var.

Bir takvim derlerken, takvim yılının süresinin Güneş'in ekliptik boyunca dönüş süresine mümkün olduğunca yakın olması gerektiğini ve takvim yılının tam sayıda güneş günü içermesi gerektiğini dikkate almak gerekir. yıla günün farklı saatlerinde başlamak sakıncalıdır.

Bu koşullar geliştirilen takvimle karşılandı

İskenderiyeli gökbilimci Sosigenes tarafından MÖ 46'da tanıtıldı. e. Julius Caesar tarafından Roma'da. Daha sonra fiziki coğrafya dersinden bildiğiniz gibi Julian veya eski tarz adını aldı. Bu takvimde yıllar 365 gün boyunca art arda üç kez sayılır ve basit olarak adlandırılır, onları takip eden yıl 366 gündür. Buna artık yıl deniyor. Jülyen takviminde artık yıllar, sayıları 4'e kalansız bölünebilen yıllardır.

Bu takvime göre yılın ortalama uzunluğu 365 gün 6 saattir, yani gerçek süreden yaklaşık 11 dakika daha uzundur. Bundan dolayı eski tarz Her 400 yılda bir, gerçek zaman akışının yaklaşık 3 gün gerisinde kalıyor.

İÇİNDE Gregoryen takvimi(yeni stil), 1918'de SSCB'de tanıtılan ve hatta daha önce çoğu ülkede benimsenen, 1600, 2000, 2400 vb. hariç olmak üzere iki sıfırla biten yıllar (yani, 4'e kalansız bölünebilen yüzler) artık günler olarak kabul edilir. Bu, 400 yılda biriken 3 günlük hatayı düzeltir. Böylece yeni stilde yılın ortalama uzunluğunun, Dünya'nın Güneş etrafındaki devrim dönemine çok yakın olduğu ortaya çıkıyor.

20. yüzyıla gelindiğinde yeni stil ile eski stil (Julian) arasındaki fark 13 güne ulaştı. Çünkü bizim ülkemizde yeni stil yalnızca 1918'de tanıtıldı, ardından 1917'de 25 Ekim'de (eski tarz) gerçekleştirilen Ekim Devrimi, 7 Kasım'da (yeni tarz) kutlandı.

Eski ve yeni 13 gün arasındaki fark 21. yüzyılda da, 22. yüzyılda da kalacak. 14 güne çıkacak.

Yeni tarz elbette tam olarak doğru değil ama buna göre 1 günlük hata ancak 3300 yıl sonra birikecek.

Takımyıldızı, belirli belirlenmiş sınırlar dahilinde gökyüzünün bir alanıdır. Tüm gökyüzü, karakteristik yıldız dizilişleriyle bulunabilen 88 takımyıldıza bölünmüştür.
Bazı takımyıldız isimleri Yunan mitolojisiyle ilişkilidir, örneğin Andromeda, Perseus, Pegasus, bazıları ise takımyıldızların parlak yıldızlarının oluşturduğu figürlere benzeyen nesnelerle ilişkilidir: Ok, Üçgen, Terazi vb. örneğin Aslan, Yengeç, Akrep.
Gökyüzündeki takımyıldızlar, en parlak yıldızlarının zihinsel olarak düz çizgilerle belirli bir şekle bağlanmasıyla bulunur. Her takımyıldızda, parlak yıldızlar uzun zamandır Yunan harfleriyle, çoğunlukla takımyıldızın en parlak yıldızıyla - harfle, sonra harflerle vb. - belirtilmiştir. azalan parlaklık sırasına göre alfabetik sırayla; Örneğin, Kuzey Yıldızı takımyıldızlar var Küçük Ayı.
Yıldızların farklı parlaklıkları ve renkleri vardır: beyaz, sarı, kırmızımsı. Yıldız ne kadar kırmızıysa o kadar soğuktur. Güneşimiz sarı bir yıldızdır.
Parlak yıldızlara eski Araplar verdi özel isimler. Beyaz yıldızlar: Vega Lyra takımyıldızında, Altair Aquila takımyıldızında (yaz ve sonbaharda görülebilir), Sirius- gökyüzündeki en parlak yıldız (kışın görülebilir); kırmızı yıldızlar: Betelgeuse Orion takımyıldızında ve Aldebaran Boğa takımyıldızında (kışın görünür), Antares Akrep takımyıldızında (yaz aylarında görünür); sarı Şapel Arabacı takımyıldızında (kışın görünür).
Doğru ölçümler yıldızların hem kesirli hem de negatif büyüklüklere sahip olduğunu göstermektedir; örneğin: Aldebaran için büyüklük M=1,06, Vega için M=0,14, Sirius için M= -1,58, Güneş için M = - 26,80.
Yıldızların günlük hareketi olgusu, matematiksel bir yapı kullanılarak incelenir - göksel küre, yani merkezi gözlem noktasında olan keyfi yarıçaplı hayali bir küre.
Dünyanın her iki kutbunu (P ve P") birbirine bağlayan ve gözlemciden geçen gök küresinin görünür dönme eksenine denir. dünya ekseni. Herhangi bir gözlemci için dünyanın ekseni her zaman Dünyanın dönme eksenine paralel olacaktır.
Takımyıldızları bir düzlemde gösteren bir yıldız haritası yapmak için yıldızların koordinatlarını bilmeniz gerekir. Ekvator sisteminde bir koordinat, yıldızın gök ekvatorundan uzaklığına denir. sapma. ±90° aralığında değişir ve ekvatorun pozitif kuzeyi ve negatif güneyi olarak kabul edilir. Delinasyon coğrafi enleme benzer. İkinci koordinat coğrafi boylamın benzeridir ve sağ yükseliş olarak adlandırılır.
Bir armatürün doğru yükselişi, biri dünyanın kutuplarından ve verilen armatürden geçen, diğeri dünyanın kutupları ve ekvator üzerinde yer alan ilkbahar ekinoks noktasından geçen büyük dairelerin düzlemleri arasındaki açı ile ölçülür. Bu noktaya, Güneş'in 20-21 Mart baharında, gündüzün geceye eşit olduğu orada (gök küresinde) görünmesi nedeniyle bu isim verilmiştir.

Coğrafi enlemin belirlenmesi

Armatürlerin göksel meridyenden geçişi fenomenine doruk noktası denir.Üst doruk noktasında armatürün yüksekliği maksimumdur, alt doruk noktasında ise minimumdur. Doruklar arasındaki zaman aralığı yarım gündür.
Coğrafi enlem, üst zirvesindeki eğimi bilinen herhangi bir yıldızın yüksekliği ölçülerek belirlenebilir. Zirve anında yıldızın ekvatorun güneyinde yer alması durumunda sapmasının negatif olduğu dikkate alınmalıdır.

BİR SORUN ÇÖZME ÖRNEĞİ

Görev. Sirius 10°'de en yüksek zirvesindeydi. Gözlem alanının enlemi nedir?

Ekliptik. Güneş ve Ay'ın görünen hareketi

Güneş ve Ay, zirveye çıktıkları yüksekliği değiştirir. Bundan yıldızlara göre konumlarının (sapma) değiştiği sonucuna varabiliriz. Dünyanın Güneş'in etrafında, Ay'ın da Dünya'nın etrafında döndüğü bilinmektedir.
Öğle vakti Güneş'in yüksekliğini belirlerken, gök ekvatorunda yılda iki kez meydana geldiğini fark ettik. ekinoks noktaları. Bu günler içinde olur bahar Ve sonbahar ekinoksu(21 Mart civarında ve 23 Eylül civarında). Ufuk düzlemi gök ekvatorunu ikiye böler. Dolayısıyla ekinoks günlerinde Güneş'in ufkun üstündeki ve altındaki yolları eşittir, dolayısıyla gece ve gündüz uzunlukları eşittir. Ekliptik boyunca hareket eden Güneş, 22 Haziran'da gök ekvatorundan dünyanın kuzey kutbuna doğru en uzağa hareket eder (23°27"). Öğle vakti, Dünya'nın kuzey yarımküresi için ufkun üzerinde en yüksektir (bu değer yukarıdadır). gök ekvatoru). Gün en uzun olanıdır, buna gün denir. yaz gündönümü.
Güneş'in yolu, zodyak (Yunanca zoon - hayvan kelimesinden) adı verilen 12 takımyıldızdan geçer ve bunların bütünlüğüne zodyak kuşağı denir. Aşağıdaki takımyıldızları içerir: Balık, Koç, Boğa, İkizler, Yengeç, Aslan, Başak, Terazi, Akrep, Yay, Oğlak, Kova. Güneş, her burç takımyıldızında yaklaşık bir ay boyunca dolaşır. İlkbahar ekinoks noktası (ekliptiğin gök ekvatoruyla iki kesişme noktasından biri) Balık takımyıldızında bulunur.

BİR SORUN ÇÖZME ÖRNEĞİ

Görev. Yaz ve kış gündönümü günlerinde Arkhangelsk ve Aşkabat'ta Güneş'in öğlen yüksekliğini belirleyin

Verilen 1=65° 2=38° l=23,5° z=-23,5°	ÇÖZÜM Arkhangelsk (1) ve Aşkabat'ın (2) yaklaşık enlemlerini coğrafi haritadan buluyoruz. Yaz ve kış gündönümlerinde Güneş'in eğimleri bilinmektedir. Formüle göre şunu buluyoruz: 1l =48,5°, 1z = 1,5°, 2l = 75,5°, 2z =28,5°.
1l -? 2l -? 1z -? 2z -?

Ayın Hareketi. Güneş ve ay tutulmaları

Ay kendinden ışıklı olmadığından sadece düştüğü yerden görülebilmektedir. güneş ışınları veya Dünya tarafından yansıtılan ışınlar. Bu ayın evrelerini açıklıyor. Her ay yörüngesinde hareket eden Ay, Dünya ile Güneş'in arasından geçerek karanlık tarafıyla karşımıza çıkar ve bu sırada yeni ay meydana gelir. Bundan 1-2 gün sonra batı gökyüzünde genç Ay'ın dar, parlak bir hilali belirir. Ay diskinin geri kalanı bu sırada gündüz yarıküresi Ay'a dönük olan Dünya tarafından loş bir şekilde aydınlatılıyor. 7 gün sonra Ay, Güneş'ten 90° uzaklaşır, ilk çeyrek başlar, Ay diskinin tam yarısı aydınlandığında ve “sonlandırıcı” yani aydınlık ve karanlık tarafları ayıran çizgi düz hale geldiğinde ilk çeyrek başlar - ay diskinin çapı. İlerleyen günlerde “sonlandırıcı” dışbükey hale gelir, Ay'ın görünümü parlak bir daireye yaklaşır ve 14 - 15 gün sonra dolunay meydana gelir. 22. günde son çeyrek gözlenir. Ay'ın Güneş'e olan açısal uzaklığı azalır, tekrar hilal haline gelir ve 29,5 gün sonra tekrar yeni ay meydana gelir. Ardışık iki yeni ay arasındaki aralığa sinodik ay adı verilir ve ortalama uzunluğu 29,5 gündür. Sinodik ay, yıldız ayından daha uzundur. Ay yörüngesindeki düğümlerden birinin yakınında yeni bir ay meydana gelirse, bir güneş tutulması meydana gelir ve bir düğümün yakınındaki dolunaya bir ay tutulması eşlik eder.

Ay ve güneş tutulmaları

Dünyanın Ay'a ve Güneş'e olan uzaklıklarındaki küçük bir değişiklik nedeniyle Ay'ın görünen açısal çapı bazen Güneş'inkinden biraz daha büyük, bazen biraz daha küçük, bazen de ona eşit olur. İlk durumda, tam Güneş tutulması 7 dakikaya kadar sürer. 40 s, üçüncüsünde - sadece bir an ve ikinci durumda Ay, Güneş'i tamamen kapatmaz, gözlenir halkalı güneş tutulması. Daha sonra Ay'ın karanlık diskinin çevresinde güneş diskinin parlak kenarı görülüyor.
Dünya ve Ay'ın hareket kanunlarının kesin bilgisine dayanarak, tutulma anları, nerede ve nasıl görüleceği yüzlerce yıl önceden hesaplanmaktadır. Tam tutulma şeridini, tutulmanın aynı fazda görüleceği çizgileri (izofazları) ve tutulmanın başlangıç, bitiş ve orta anlarının her biri için sayılabileceği çizgileri gösteren haritalar hazırlandı. alan.
Dünya'da yılda iki ila beş güneş tutulması meydana gelebilir, ikinci durumda bunlar kesinlikle kısmidir. Ortalama olarak, tam güneş tutulması aynı yerde son derece nadir görülür; yalnızca 200-300 yılda bir.
Yeni ayda Ay, Güneş ile Dünya arasına girerse güneş tutulmaları meydana gelir. Tam tutulma sırasında Ay, güneş diskini tamamen kaplar. Güpegündüz, birkaç dakikalığına alacakaranlık aniden çöküyor ve Güneş'in hafifçe parlayan koronası ve en parlak yıldızlar çıplak gözle görülebiliyor.

Tam güneş tutulması

Kesin zaman ve coğrafi boylamın belirlenmesi

Astronomide kısa zaman dilimlerini ölçmek için temel birim güneşli günün ortalama süresi yani Güneş'in merkezinin iki üst (veya alt) zirvesi arasındaki ortalama zaman aralığı. Bunun nedeni, Dünya'nın Güneş'in etrafında daire şeklinde değil elips şeklinde dönmesi ve hareket hızının biraz değişmesidir.
Güneşin merkezinin en yüksek noktasına ulaştığı an denir gerçek öğlen. Ancak saati kontrol etmek, tam zamanı belirlemek için, Güneş'in doruk noktasını tam olarak işaretlemenize gerek yoktur. Herhangi bir yıldızın ve Güneş'in doruk anları arasındaki fark her zaman tam olarak bilindiğinden, yıldızların doruk anlarını işaretlemek daha uygun ve doğrudur.
Tam zamanı belirlemek, saklamak ve radyo aracılığıyla tüm nüfusa iletmek görevdir. zaman hizmetleri birçok ülkede mevcut olan bir uygulamadır.
Uzun zaman dilimlerini saymak için, eski çağlardan beri insanlar ya bir ay ayını ya da bir güneş yılını, yani Güneş'in ekliptik boyunca devrim süresini kullanmışlardır. Yıl, mevsimsel değişimlerin sıklığını belirler. Bir güneş yılı 365 güneş günü 5 saat 48 dakika 46 saniye sürer.
Bir takvim derlerken, takvim yılının süresinin Güneş'in ekliptik boyunca dönüş süresine mümkün olduğunca yakın olması ve takvim yılının tam sayıda güneş günü içermesi gerektiğini dikkate almak gerekir; Çünkü yıla günün farklı saatlerinde başlamak sakıncalıdır.

Astronomi tüm dünyayla dolu güzel görüntüler. Bu şaşırtıcı bilim, varoluşumuzun en önemli sorularına yanıt bulmaya yardımcı oluyor: Evrenin yapısı ve geçmişi, Güneş sistemi, Dünyanın nasıl döndüğü ve çok daha fazlası hakkında bilgi edinin. Astronomi ile matematik arasında özel bir bağlantı vardır çünkü astronomik tahminler titiz hesaplamaların sonucudur. Aslında astronomideki pek çok problem, matematiğin yeni dallarının gelişmesi sayesinde çözülebilir hale geldi.

Bu kitaptan okuyucu, gök cisimlerinin konumlarının ve aralarındaki mesafenin nasıl ölçüldüğünü ve aynı zamanda gök cisimlerinin gözlemlendiği astronomik olayları öğrenecektir. uzay nesneleri uzayda özel bir konuma sahiptir.

Kuyu, tüm normal kuyular gibi Dünya'nın merkezine doğru yönlendirilmiş olsaydı enlem ve boylam değişmezdi. Alice'in uzaydaki konumunu belirleyen açılar değişmedi, yalnızca Dünya merkezine olan uzaklığı değişti. Yani Alice'in endişelenmesine gerek yoktu.

Birinci seçenek: yükseklik ve azimut

Gök küresindeki koordinatları belirlemenin en anlaşılır yolu, yıldızın ufkun üzerindeki yüksekliğini belirleyen açıyı ve kuzey-güney düz çizgisi ile yıldızın ufuk çizgisine izdüşümü arasındaki açıyı - azimutu () belirtmektir. aşağıdaki şekle bakın).

AÇILAR MANUEL OLARAK NASIL ÖLÇÜLÜR

Bir yıldızın yüksekliğini ve azimutunu ölçmek için teodolit adı verilen bir cihaz kullanılır.

Bununla birlikte, açıları manuel olarak ölçmenin çok doğru olmasa da çok basit bir yolu vardır. Elimizi önümüze doğru uzatırsak, avuç içi 20°, yumruk - 10°, başparmak - 2°, küçük parmak -1° aralığını gösterecektir. Kişinin avuç içi büyüklüğü kolunun uzunluğuyla orantılı olarak arttığı için bu yöntem hem yetişkinler hem de çocuklar tarafından kullanılabilir.

İkinci seçenek, daha kullanışlı: eğim ve saat açısı

Azimut ve yüksekliği kullanarak bir yıldızın konumunu belirlemek zor değildir, ancak bu yöntemin ciddi bir dezavantajı vardır: Koordinatlar gözlemcinin bulunduğu noktaya bağlıdır, dolayısıyla aynı yıldız Paris ve Lizbon'dan gözlemlendiğinde bu şehirlerdeki ufuk çizgileri farklı olacağından farklı koordinatlar. Sonuç olarak gökbilimciler bu verileri gözlemleri hakkında bilgi alışverişinde bulunmak için kullanamayacaklar. Bu nedenle yıldızların konumunu belirlemenin başka bir yolu var. Dünyanın herhangi bir yerindeki gökbilimcilerin kullanabileceği, dünya yüzeyinin enlem ve boylamını anımsatan koordinatlar kullanıyor. Bu sezgisel yöntem, Dünya'nın dönme ekseninin konumunu hesaba katar ve gök küresinin etrafımızda döndüğünü varsayar (bu nedenle, Antik Çağ'da Dünyanın dönme eksenine eksen mundi adı verilmiştir). Gerçekte elbette bunun tersi doğrudur: Her ne kadar bize gökyüzü dönüyormuş gibi görünse de aslında batıdan doğuya dönen Dünya'dır.

Gök küresini, Dünya'nın merkezinden ve gök küresinden geçen dönme eksenine dik olarak kesen bir düzlem düşünelim. Bu düzlem, dünya yüzeyini, gök ekvatoru adı verilen büyük daire boyunca, büyük bir daire (dünyanın ekvatoru ve aynı zamanda gök küresi) boyunca kesecektir. Dünyadaki paralellikler ve meridyenlerle ilgili ikinci benzetme, iki kutuptan geçen ve ekvatora dik bir düzlemde yer alan gök meridyeni olacaktır. Tüm gök meridyenleri, karasal meridyenler gibi eşit olduğundan, başlangıç ​​meridyeni keyfi olarak seçilebilir. İlkbahar ekinoksunda Güneş'in bulunduğu noktadan geçen gök meridyenini sıfır meridyeni olarak seçelim. Herhangi bir yıldızın ve gök cisminin konumu iki açıyla belirlenir: aşağıdaki şekilde gösterildiği gibi sapma ve sağa yükseliş. Sapma, bir yerin meridyeni boyunca ölçülen ekvator ile yıldız arasındaki açıdır (0'dan 90°'ye veya 0'dan -90°'ye). Sağ yükseliş, gök ekvatoru boyunca ölçülen, ilkbahar ekinoksu ile yıldızın meridyeni arasındaki açıdır. Bazen doğru yükseliş yerine saat açısı veya gökcisminin gözlemcinin bulunduğu noktanın gök meridyenine göre konumunu belirleyen açı kullanılır.

İkinci ekvator koordinat sisteminin (sapma ve sağa yükseliş) avantajı açıktır: bu koordinatlar, gözlemcinin konumu ne olursa olsun değişmeyecektir. Ek olarak, Dünya'nın dönüşünü de hesaba katıyorlar, bu da onun neden olduğu çarpıklıkları düzeltmeyi mümkün kılıyor. Daha önce de söylediğimiz gibi, gök küresinin görünürdeki dönüşü Dünya'nın dönüşünden kaynaklanmaktadır. Benzer bir etki trende oturduğumuzda yanımızda hareket eden başka bir treni gördüğümüzde de ortaya çıkar: Platforma bakmazsanız hangi trenin gerçekten hareket etmeye başladığını belirleyemezsiniz. Bir başlangıç ​​noktasına ihtiyacımız var. Ancak iki tren yerine Dünya'yı ve gök küresini düşünürsek, ek bir referans noktası bulmak o kadar kolay olmayacaktır.

1851 yılında bir Fransız Jean Bernard Leon Foucault (1819–1868) Gezegenimizin gök küresine göre hareketini gösteren bir deney gerçekleştirdi.

Paris Pantheon'unun kubbesinin altına 67 metre uzunluğundaki bir telin üzerine 28 kilogram ağırlığındaki bir yükü astı. Foucault sarkacının salınımları 6 saat sürdü, salınım süresi 16,5 saniyeydi ve sarkacın sapması saatte 11° idi. Başka bir deyişle, zamanla sarkacın salınım düzlemi binaya göre kaymıştır. Sarkaçların her zaman aynı düzlemde hareket ettiği bilinmektedir (bunu doğrulamak için bir ipe birkaç anahtar asmanız ve titreşimlerini izlemeniz yeterlidir). Dolayısıyla, gözlemlenen sapmanın tek bir nedeni olabilir: Binanın kendisi ve dolayısıyla tüm Dünya, sarkacın salınım düzlemi etrafında dönmüştür. Bu deney, Dünya'nın dönüşünün ilk nesnel kanıtı oldu ve birçok şehre Foucault sarkaçları yerleştirildi.

Hareketsiz gibi görünen Dünya, sadece kendi ekseni etrafında dönmekle kalmıyor, 24 saatte tam bir dönüş yapıyor (yaklaşık 1600 km/saat, yani ekvatordaysak 0,5 km/s hıza eşdeğer) ama aynı zamanda Güneş'in etrafında da 365.2522 günde bir tam devrim gerçekleştiriyor (ortalama hızı yaklaşık 30 km/s, yani 108000 km/saat). Üstelik Güneş, galaksimizin merkezine göre dönerek, her 200 milyon yılda bir tam devrimini tamamlar ve 250 km/s (900.000 km/saat) hızla hareket eder. Ancak hepsi bu kadar değil: galaksimiz diğerlerinden uzaklaşıyor. Bu nedenle, Dünya'nın hareketi daha çok bir eğlence parkındaki baş döndürücü bir atlıkarınca gibidir: kendi etrafımızda döneriz, uzayda hareket ederiz ve baş döndürücü bir hızla bir spiral çizeriz. Aynı zamanda bize öyle geliyor ki hareketsiz duruyoruz!

Astronomide başka koordinatlar kullanılsa da tanımladığımız sistemler en popüler olanlardır. Son soruyu cevaplamaya devam ediyor: Koordinatlar bir sistemden diğerine nasıl dönüştürülür? İlgilenen okuyucu, uygulamada gerekli tüm dönüşümlerin bir açıklamasını bulacaktır.

FOUCAULT DENEYİNİN MODELİ

Okuyucuyu basit bir deney yapmaya davet ediyoruz. Yuvarlak bir kutu alıp üzerine şekilde gösterildiği gibi futbol kalesi şeklinde küçük bir çerçeve takacağımız kalın bir karton veya kontrplak tabakasını yapıştıralım. Çarşafın köşesine gözlemci rolünü oynayacak bir bebek yerleştirelim. Platin taktığımız çerçevenin yatay çubuğuna bir iplik bağlarız.

Ortaya çıkan sarkacı yana doğru hareket ettirip bırakalım. Sarkaç, içinde bulunduğumuz odanın duvarlarından birine paralel olarak salınacaktır. Kontrplak levhayı yuvarlak kutuyla birlikte düzgün bir şekilde döndürmeye başlarsak, çerçevenin ve bebeğin odanın duvarına göre hareket etmeye başlayacağını göreceğiz, ancak sarkacın salınım düzlemi hala paralel olacaktır. duvar.

Kendimizi bir oyuncak bebek olarak hayal edersek sarkacın yere göre hareket ettiğini görürüz ancak aynı zamanda kutunun ve bağlı olduğu çerçevenin hareketini hissedemeyiz. Benzer şekilde, bir müzede bir sarkacı gözlemlediğimizde, bize onun salınım düzlemi değişiyormuş gibi gelir, ancak aslında müze binası ve tüm Dünya ile birlikte biz de yer değiştiriyoruz.

<<< Назад

İleri >>>

Anahtar sorular: 1. Takımyıldız kavramı. 2. Parlaklık (parlaklık), renk bakımından yıldızlar arasındaki fark. 3. Büyüklük. 4. Görünür günlük hareket yıldızlar 5. Gök küresi, ana noktaları, çizgileri, düzlemleri. 6. Yıldız haritası. 7. Ekvator SC.

Gösterimler ve TSO: 1. Hareketli gökyüzü haritasının gösterimi. 2. Gök küresinin modeli. 3. Yıldız atlası. 4. Asetatlar, takımyıldızların fotoğrafları. 5. Gök küresi, coğrafi ve yıldız kürelerinin modeli.

Yıldızlar ilk kez Yunan alfabesinin harfleriyle belirlendi. 18. yüzyılda Baiger takımyıldızı atlasında takımyıldızların çizimleri kaybolmuştu. Büyüklükler haritada gösterilmiştir.

Büyük Ayı - (Dubhe), (Merak), (Fekda), (Megrets), (Aliot), (Mizar), (Benetash).

Lyra - Vega, Lebedeva - Deneb, Bootes - Arcturus, Auriga - Capella, B. Canis - Sirius.

Haritalarda Güneş, Ay ve gezegenler gösterilmemektedir. Güneş'in yolu ekliptik üzerinde Romen rakamlarıyla gösterilmiştir. Yıldız haritaları göksel koordinatlardan oluşan bir ızgara görüntüler. Gözlemlenen günlük dönüş, Dünya'nın batıdan doğuya doğru dönmesinden kaynaklanan açık bir olgudur.

Dünyanın dönüşünün kanıtı:

1) 1851 fizikçi Foucault - Foucault sarkacı - uzunluk 67 m.

2) uzay uyduları, fotoğraflar.

Göksel küre- astronomide, gökyüzündeki armatürlerin göreceli konumlarını tanımlamak için kullanılan, keyfi yarıçaplı hayali bir küre. Yarıçap 1 Adet olarak alınır.

88 takımyıldızı, 12 zodyak. Kabaca şu şekilde ayrılabilir:

1) yaz - Lyra, Kuğu, Kartal 2) sonbahar - Andromeda, Cassiopeia ile Pegasus 3) kış - Orion, B. Canis, M. Canis 4) ilkbahar - Başak, Bootes, Leo.

Çekül gök küresinin yüzeyini iki noktada keser: üstte Z - zirve- ve altta Z" - nadir.

Matematiksel ufuk- düzlemi çekül çizgisine dik olan gök küresi üzerinde büyük bir daire.

Nokta N matematiksel ufuk denir kuzey noktası, nokta S - güney noktası. Astar N.S.- isminde öğlen hattı.

Gök ekvatoru dünya eksenine dik olan büyük daireye denir. Gök ekvatoru matematiksel ufukla kesişiyor doğudaki noktalar e Ve batı K.

Göksel meridyen gök küresinin zirve noktasından geçen büyük dairesine denir Z, gök kutbu R, güney gök kutbu R", nadir Z".

Ev ödevi: § 2.

Takımyıldızlar. Yıldız kartları. Göksel koordinatlar.

1. Astronomik gözlemler gerçekleştirilseydi yıldızların hangi günlük daireleri tanımlayacağını açıklayın: Kuzey Kutbu'nda; ekvatorda.

Tüm yıldızların görünen hareketi ufka paralel bir daire içinde meydana gelir. Dünyanın Kuzey Kutbu'ndan bakıldığında dünyanın Kuzey Kutbu zirvededir.

Tüm yıldızlar gökyüzünün doğu kısmında ufka dik açılarla yükselir ve batı kısmında da ufkun altında yer alır. Gök küresi, tam olarak ekvator ufkunda yer alan, dünyanın kutuplarından geçen bir eksen etrafında dönmektedir.

2. 10 saat 25 dakika 16 saniyeyi derece cinsinden ifade edin.

Dünya 24 saatte - 360 derece - bir devrim yapar. Dolayısıyla 360 o 24 saate, ardından 15 o - 1 saate, 1 o - 4 dakikaya, 15 / - 1 dakikaya, 15 // - 1 s'ye karşılık gelir. Böylece,

1015 o + 2515 / + 1615 // = 150 o + 375 / +240 / = 150 o + 6 o +15 / +4 / = 156 o 19 / .

3. Yıldız haritasından Vega'nın ekvator koordinatlarını belirleyin.

Yıldızın adını bir harf işaretiyle (Lyra) değiştirelim ve yıldız haritasındaki konumunu bulalım. Hayali bir noktadan gök ekvatoruyla kesişene kadar bir eğim çemberi çiziyoruz. İlkbahar ekinoksunun noktası ile bir yıldızın eğim çemberinin gök ekvatoruyla kesişme noktası arasında kalan gök ekvatorunun yayı, bu yıldızın gök ekvatoru boyunca görünen doğruya doğru ölçülen sağ yükselişidir. gök küresinin günlük dönüşü. Gök ekvatorundan yıldıza doğru sapma dairesi boyunca ölçülen açısal mesafe, sapmaya karşılık gelir. Böylece = 18 saat 35 m, = 38 o.

Yıldız haritasının katman dairesini, yıldızlar ufkun doğu kısmını geçecek şekilde döndürüyoruz. 22 Aralık işaretinin karşısındaki kenarda güneşin doğuşunun yerel saatini görüyoruz. Yıldızı ufkun batı kısmına yerleştirerek yıldızın gün batımının yerel saatini belirliyoruz. Aldık

5. Yerel saatle 21:00'de Regulus yıldızının üst zirvesinin tarihini belirleyin.

Üst daireyi, Regulus (Aslan) yıldızı gök meridyeninin (0) hizasında olacak şekilde yerleştiriyoruz. H - 12 Hüstteki dairenin ölçeği) kuzey kutbunun güneyinde. Uygulanan dairenin kadranında 21 işaretini buluyoruz ve uygulanan dairenin kenarında bunun karşısında tarihi belirliyoruz - 10 Nisan.

6. Sirius'un kaç kat daha parlak olduğunu hesaplayın Kuzey Yıldızı.

Genel olarak bir büyüklükteki bir farkla yıldızların görünür parlaklığının yaklaşık 2.512 kat farklı olduğu kabul edilir. O zaman 5 kadirlik bir fark, parlaklıkta tam olarak 100 kat bir farka tekabül edecektir. Yani 1. büyüklükteki yıldızlar 100 katıdır yıldızlardan daha parlak 6. büyüklük. Sonuç olarak, biri diğerinden daha parlak olduğunda iki kaynağın görünür büyüklükleri arasındaki fark birliğe eşittir (bu değer yaklaşık olarak 2,512'ye eşittir). Genel olarak iki yıldızın görünen parlaklıklarının oranı, görünen büyüklükleri arasındaki farkla basit bir ilişkiyle ilişkilidir:

Parlaklığı yıldızların parlaklığını aşan armatürler 1 M, sıfır ve negatif büyüklüklere sahiptir.

Sirius'un Büyüklükleri M 1 = -1,6 ve Polaris M 2 = 2,1'i tabloda buluyoruz.

Yukarıdaki ilişkinin her iki tarafının logaritmasını alalım:

Böylece, . Buradan. Yani Sirius, Kuzey Yıldızından 30 kat daha parlaktır.

Not: Güç fonksiyonunu kullanarak sorunun cevabını da alacağız.

7. Herhangi bir takımyıldıza roketle uçmanın mümkün olduğunu düşünüyor musunuz?

Bir takımyıldız, bizden farklı mesafelerde bulunan armatürlerin bulunduğu, geleneksel olarak tanımlanmış bir gökyüzü alanıdır. Dolayısıyla “bir takımyıldıza uçmak” tabiri anlamsızdır.