Osmon sferasining nuqtalari va chiziqlari - samoviy meridian bo'lgan samoviy ekvator o'tadigan almukantaratni qanday topish mumkin.

Osmon sferasi nima

Osmon sferasi– mavhum tushuncha, cheksiz radiusli xayoliy soha, uning markazi kuzatuvchidir. Bu holda, samoviy sferaning markazi, go'yo, kuzatuvchining ko'zlari darajasida (boshqacha qilib aytganda, ufqdan ufqgacha sizning boshingiz ustida ko'rgan hamma narsa aynan shu shardir). Biroq, idrok etish qulayligi uchun biz samoviy sferaning markazini va Yerning markazini ko'rib chiqishimiz mumkin, bunda xatolik yo'q. Yulduzlarning, sayyoralarning, Quyosh va Oyning joylashuvi sferada kuzatuvchining ma'lum bir joylashuv nuqtasidan ma'lum bir vaqtda osmonda ko'rinadigan holatda chiziladi.

Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, yulduzlarning samoviy sferadagi o'rnini kuzatayotgan bo'lsak-da, biz sayyoramizning turli joylarida bo'lgan holda, osmon sferasining "ishlash" tamoyillarini bilgan holda, doimiy ravishda biroz boshqacha manzarani ko'ramiz. tungi osmonda biz oddiy texnologiya yordamida osongina yo'limizni topishimiz mumkin. A nuqtadagi tepaning ko'rinishini bilib, biz uni B nuqtasidagi osmon ko'rinishi bilan taqqoslaymiz va tanish belgilarning og'ishi orqali biz hozir qayerda ekanligimizni tushuna olamiz.

Odamlar bu g'oyani allaqachon o'ylab topishgan butun chiziq vazifamizni osonlashtiradigan vositalar. Agar siz "er usti" globusida oddiygina kenglik va uzunlikdan foydalangan holda harakat qilsangiz, unda "osmon" globus - samoviy sfera uchun bir qator o'xshash elementlar - nuqtalar va chiziqlar ham taqdim etiladi.

Osmon sferasi va kuzatuvchining pozitsiyasi. Agar kuzatuvchi harakat qilsa, unga ko'rinadigan butun shar harakatlanadi.

Osmon sferasining elementlari

Osmon sferasi bir qator xarakterli nuqtalar, chiziqlar va doiralarga ega; keling, samoviy sferaning asosiy elementlarini ko'rib chiqaylik.

Kuzatuvchi vertikal

Kuzatuvchi vertikal- samoviy sferaning markazidan o'tadigan va kuzatuvchi nuqtasidagi plumb chizig'ining yo'nalishiga to'g'ri keladigan to'g'ri chiziq. Zenit- kuzatuvchining boshi tepasida joylashgan kuzatuvchi vertikalining osmon sferasi bilan kesishish nuqtasi. Nodir- kuzatuvchi vertikalining osmon sferasi bilan kesishish nuqtasi, zenitga qarama-qarshi.

Haqiqiy ufq- osmon sferasidagi katta doira, uning tekisligi kuzatuvchining vertikaliga perpendikulyar. Haqiqiy ufq osmon sferasini ikki qismga ajratadi: ufqdan yuqori yarim shar, zenit joylashgan joyda va subgorizontal yarim shar, unda nadir joylashgan.

Axis mundi (Yerning o'qi)- osmon sferasining ko'rinadigan kunlik aylanishi sodir bo'ladigan to'g'ri chiziq. Dunyoning o'qi Yerning aylanish o'qiga parallel bo'lib, Yerning qutblaridan birida joylashgan kuzatuvchi uchun u Yerning aylanish o'qiga to'g'ri keladi. Osmon sferasining ko'rinadigan kunlik aylanishi Yerning o'z o'qi atrofida haqiqiy kunlik aylanishining aksidir. Osmon qutblari - dunyo o'qining osmon sferasi bilan kesishish nuqtalari. Osmon qutbi yulduz turkumi hududida joylashgan Kichik Ursa, chaqirildi Shimoliy qutb dunyo, va qarama-qarshi qutb deyiladi Janubiy qutb.

Osmon sferasidagi katta doira, uning tekisligi dunyo o'qiga perpendikulyar. Osmon ekvatorining tekisligi osmon sferasini ikkiga ajratadi shimoliy yarim shar, Shimoliy qutb joylashgan va janubiy yarim shar, Janubiy qutb joylashgan joyda.

Yoki kuzatuvchining meridiani osmon sferasidagi katta doira boʻlib, dunyo qutblari, zenit va nadir nuqtalardan oʻtadi. U kuzatuvchining yer meridianining tekisligiga to'g'ri keladi va osmon sferasini ikkiga ajratadi. sharqiy Va g'arbiy yarim shar.

Shimoliy va janubiy nuqtalar- samoviy meridianning haqiqiy gorizont bilan kesishish nuqtasi. Dunyoning shimoliy qutbiga eng yaqin nuqta C gorizontning shimoliy nuqtasi, dunyoning janubiy qutbiga eng yaqin nuqta esa janubiy nuqta S deb ataladi. samoviy ekvatorning haqiqiy gorizont bilan kesishishi.

Peshin chizig'i- shimol va janub nuqtalarini bog'laydigan haqiqiy ufq tekisligidagi to'g'ri chiziq. Bu chiziq peshin vaqti deb ataladi, chunki mahalliy haqiqiy quyosh vaqtiga ko'ra peshin vaqtida vertikal qutbning soyasi ushbu chiziqqa, ya'ni berilgan nuqtaning haqiqiy meridianiga to'g'ri keladi.

Osmon meridianining samoviy ekvator bilan kesishish nuqtalari. Ufqning janubiy nuqtasiga eng yaqin nuqta deyiladi samoviy ekvatorning janubiy nuqtasi, va eng yaqin nuqta shimoliy nuqta ufq, - samoviy ekvatorning shimoliy nuqtasi.

Yoritgichning vertikali

Yoritgichning vertikali, yoki balandlik doirasi, - osmon sferasida zenit, nadir va yorug'lik orqali o'tadigan katta doira. Birinchi vertikal - sharq va g'arbiy nuqtalardan o'tadigan vertikal.

Deklensiya doirasi, yoki , osmon sferasidagi katta doira bo'lib, dunyo qutblaridan va yorug'likdan o'tadi.

Osmon ekvatorining tekisligiga parallel ravishda yoritgich orqali o'tkazilgan samoviy sferada kichik doira. Ko'rinadigan kunlik harakat yoritgichlar kundalik parallellarga ko'ra yuzaga keladi.

Almukantarat yoritgichlari

Almukantarat yoritgichlari- haqiqiy ufq tekisligiga parallel ravishda yoritgich orqali chizilgan osmon sferasidagi kichik doira.

Yuqorida qayd etilgan samoviy sferaning barcha elementlari kosmosda orientatsiya va yoritgichlarning o'rnini aniqlashning amaliy muammolarini hal qilish uchun faol foydalaniladi. Maqsad va o'lchov shartlariga qarab, ikki xil tizim qo'llaniladi sharsimon samoviy koordinatalar .

Bir tizimda yorug'lik haqiqiy ufqqa nisbatan yo'naltirilgan va bu tizim deb ataladi, ikkinchisida esa samoviy ekvatorga nisbatan va deyiladi.

Bu tizimlarning har birida yulduzning osmon sferasidagi holati ikkita burchak miqdori bilan belgilanadi, xuddi Yer yuzasidagi nuqtalarning joylashuvi kenglik va uzunlik yordamida aniqlanadi.

§ 48. Osmon sferasi. Osmon sferasidagi asosiy nuqtalar, chiziqlar va doiralar

Osmon sferasi - markazi fazoning ixtiyoriy nuqtasida joylashgan har qanday radiusli shar. Masalaning tuzilishiga qarab, uning markazi kuzatuvchining ko'zi, asbobning markazi, Yerning markazi va boshqalar sifatida qabul qilinadi.

Osmon sferasining asosiy nuqtalari va doiralarini ko'rib chiqamiz, ularning markazi kuzatuvchining ko'zi hisoblanadi (72-rasm). Keling, samoviy sferaning markazidan plumb chizig'ini o'tkazamiz. Plumb chizig'ining shar bilan kesishish nuqtalari zenit Z va nadir n deb ataladi.

Guruch. 72.

Osmon sferasi markazidan plumb chizig'iga perpendikulyar bo'lgan tekislik deyiladi. haqiqiy ufqning tekisligi. Bu tekislik samoviy sfera bilan kesishib, haqiqiy ufq deb ataladigan katta doira hosil qiladi. Ikkinchisi samoviy sferani ikki qismga ajratadi: ufqdan yuqorida va ufq ostida.

Osmon sferasi markazidan yer o‘qiga parallel bo‘lgan to‘g‘ri chiziq mundi o‘qi deyiladi. Dunyo o'qining osmon sferasi bilan kesishish nuqtalari deyiladi dunyo qutblari. Yerning qutblariga mos keladigan qutblardan biri shimoliy osmon qutbi deb ataladi va Pn, ikkinchisi janubiy samoviy qutb Ps deb nomlanadi.

Osmon sferasi markazidan dunyo o'qiga perpendikulyar bo'lgan QQ tekisligi deyiladi. samoviy ekvator tekisligi. Osmon sferasi bilan kesishgan bu tekislik katta doira hosil qiladi - samoviy ekvator, osmon sferasini shimoliy va janubiy qismlarga ajratadi.

Osmon sferasining osmon qutblari, zenit va nadir nuqtalardan o'tuvchi katta doirasi deyiladi. kuzatuvchi meridiani PN nPsZ. Mundi o'qi kuzatuvchining meridianini kunduzgi PN ZPs va yarim tungi PN nPs qismlariga ajratadi.

Kuzatuvchining meridiani haqiqiy gorizont bilan ikki nuqtada kesishadi: shimoliy nuqta N va janubiy S nuqta. Shimol va janub nuqtalarini tutashtiruvchi to‘g‘ri chiziq deyiladi. peshin chizig'i.

Agar siz sharning markazidan N nuqtaga qarasangiz, u holda o'ng tomonda sharqiy O st nuqtasi bo'ladi va chapda - g'arbiy W nuqtasi bo'ladi. Osmon sferasining kichik doiralari aa", parallel. haqiqiy ufqning tekisligi deyiladi almukantaratlar; kichik bb" samoviy ekvator tekisligiga parallel, - samoviy parallellar.

Osmon sferasi zonasining zenit va nadir nuqtalardan o'tuvchi doiralari deyiladi vertikallar. Sharq va g'arb nuqtalaridan o'tadigan vertikal chiziq birinchi vertikal deyiladi.

Dunyo qutblaridan o'tuvchi PNoPlarning samoviy sferasi doiralari deyiladi og'ish doiralari.

Kuzatuvchining meridiani ham vertikal, ham egilish doirasi hisoblanadi. U osmon sferasini ikki qismga - sharqiy va g'arbiy qismga ajratadi.

Ufq ustidagi (ufqdan pastda) joylashgan osmon qutbi baland (pastlangan) osmon qutbi deb ataladi. Ko'tarilgan osmon qutbining nomi har doim joyning kengligi nomi bilan bir xil bo'ladi.

Dunyo o'qi haqiqiy ufq tekisligi bilan teng burchak hosil qiladi joyning geografik kengligi.

Yoritgichlarning osmon sferasidagi joylashuvi sferik koordinata tizimlari yordamida aniqlanadi. Dengiz astronomiyasida gorizontal va ekvatorial koordinatalar tizimi qo'llaniladi.

Yulduzlar Yerdan juda uzoqda joylashgan. Ularni teleskop orqali ham kuzatar ekanmiz, ularning qaysi biri uzoqroq, qaysi biri yaqinroq ekanligini aniqlashning iloji yo'q. Yulduzli osmonni o'rganishda yulduzli osmonning matematik modeli - samoviy sfera qo'llaniladi.

Osmon sferasi samoviy jismlar proyeksiya qilinadigan kuzatish nuqtasida markazi bo'lgan ixtiyoriy radiusli xayoliy shar deb ataladi.

Burchak masofasi shardagi ikki nuqta orasidagi bu nuqtalarga chizilgan radiuslar orasidagi burchak. E'tibor bering, samoviy sferani sharning markazidan o'tuvchi tekislik bilan kesishgan aylana deyiladi.katta doira , va agar samolyot markazdan o'tmasa -kichik doira .

Yerning o'z o'qi atrofida aylanishining natijasi osmon sferasining teskari yo'nalishda aniq aylanishidir. Buni tekshirish oson. Kechasi yulduzlar konsentrik doiralar yoylarini (umumiy o'q bilan) tasvirlaydilar, o'qi Polaris yulduzi (a Kichik Ursa) yonidan o'tadi. Polarning o'zi (m= 2; yunon maydonidan - aylanaman) deyarli harakatsiz qoladi. Yulduzlarning harakatini batafsil o'rganish uchun osmon sferasining asosiy elementlari bilan tanishish kerak.

Osmon sferasi atrofida uning aniq aylanishi sodir bo'ladigan diametri deyiladiaxis mundi (PP' 1-rasmga qarang).

Dunyo o'qi osmon sferasini ikki nuqtada kesib o'tadi -dunyo qutblari (yunon tilidanchiziq - o'q ): shimoliy (R - uning yonida siz Shimoliy yulduzni ko'rishingiz mumkin) va janubiy (R' - uning yonida yorqin yulduzlar yo'q). 2000 yilda Shimoliy qutb va orasidagi burchak masofasi Shimoliy yulduz atigi 42` edi. Polaris kompas yulduzi deb ataladi, chunki u shimolga yo'nalishni ko'rsatadigan belgidir.

Osmon ekvatori dunyo o'qiga perpendikulyar bo'lgan osmon sferasining katta doirasi deb ataladi.

Og'irlik kuchi ta'sir qiladigan va kuzatish nuqtasidan o'tadigan osmon sferasining diametri deyiladi.vertikal , yokiplumb liniyasi ( ZZ). Plumb chizig'ining osmon sferasi bilan kesishish nuqtalarizenit (arab tilidanZemt Arrass - yo'lning tepasi ) Vanodir (arab tilidan -oyoq yo'nalishi ).

Vertikalga perpendikulyar bo'lgan osmon sferasining katta doirasi deyiladimatematik , yokihaqiqiy, ufq .

Osmon ekvatori osmon sferasini shimoliy va janubiy yarimsharlarga, gorizontni esa ko‘rinadigan va ko‘rinmas yarim sharlarga ajratadi. Osmon sferasining ko'rinadigan yarim shari ham deyiladiosmon .

Osmon sferasining dunyo qutblaridan o'tuvchi katta doirasi - zenit va nadir - deyiladi.samoviy meridian . Ufq osmon meridiani bilan shimoldagi nuqtalarda kesishadi (N ) va janubiy (S ) va samoviy ekvator bilan - sharq nuqtalarida (E ) va g'arbiy (V ) . Shimol va janub nuqtalarini bog'laydigan osmon sferasi diametri deyiladipeshin chizig'i ( N S ).

Yoritgichning gorizontdan burchak masofasi deyiladiyoritgichning balandligi h . Masalan, yulduzning zenitidagi balandligi 90° ga teng.

Shaklda. 1 O - kuzatish punkti;R - dunyo qutbi,N - shimoliy nuqta,T - Yerning markazi vaL - yer ekvatoridagi nuqta. BurchakOTL kenglikka teng? ballHAQIDA , va burchakPON- samoviy qutbning balandligih p (yoki Shimoliy yulduz, bu deyarli bir xil). Dunyoning o'qi Yerning aylanish o'qiga parallel, osmon ekvatorining tekisligi esa Yer tekisligiga parallel.

Demak, osmon qutbining balandligi hududning geografik kengligiga teng: h p =φ .

Yerning turli nuqtalarida yulduzlarning osmon sferasi bo'ylab harakati har xil ko'rinadi. Sayyoramiz qutbidagi kuzatuvchi uchun samoviy qutb zenitda, dunyo o'qi vertikalga to'g'ri keladi. Yulduzlar ufqqa parallel ravishda aylana bo'ylab harakatlanadi. Ba'zi yoritgichlar doimo ko'rinadi, boshqalari hech qachon ko'rinmaydi, bu erda yulduzlar ko'tarilmaydi yoki botmaydi va ularning balandligi har doim bir xil bo'ladi.

Yer ekvatorida osmon qutblari gorizontda joylashgan bo'lib, mundi o'qi tushlik chizig'iga to'g'ri keladi. Yulduzlar gorizont tekisligiga perpendikulyar aylana bo'ylab harakatlanadi. Barcha yoritgichlar kunning yarmida osmonda bo'lib, ko'tariladi va botadi. Agar Quyosh "aralashmagan" bo'lsa, unda bir kunda Yer ekvatoridan hamma narsani ko'rish mumkin edi yorqin yulduzlar osmon.

Osmonni oʻrta kengliklardan kuzatar ekansiz, baʼzi yulduzlar koʻtarilib, botishini, boshqalari esa umuman botmasligini sezasiz. Ufqda hech qachon ko'rinmaydigan yulduzlar ham bor.

Ufq ustidagi osmon ekvatorida joylashgan yulduzlar uning ostidagi yulduzlar bilan bir xil vaqt sarflaydi. Quyosh yulduzlar orasida harakat qiladi, deb nomlangan chiziqni tasvirlaydieklitika. Yiliga ikki marta (bahorda - 20-21 mart va kuzda - 22-23 sentyabr) bahor va kuzgi tengkunlik nuqtalarida osmon ekvatorida joylashgan. Bu vaqtda kun tun bilan tenglashadi.

Har bir yulduz kuniga ikki marta samoviy meridianni kesib o'tadi. Yoritgichlarning osmon meridianidan o'tish hodisasi deyiladikulminatsiya . INyuqori avj nuqtasi yoritgichning balandligi eng yuqori, pastki qismida - eng kichik (2-rasmga qarang). 6 ). Yoritgichlarning qo'shni kulminatsiyalar orasidagi harakati yarim kun davom etadi. Qutbda ikkala kulminatsiyada yulduzning balandligi bir xil (3-rasmga qarang). Ekvatorda faqat yuqori kulminatsiya ko'rinadi, lekin barcha yoritgichlar ko'rinadi (4-rasmga qarang). Erning o'rta kengliklarida ikkala kulminatsiya aylana yulduzlari uchun (agar Quyosh bo'lmasa), boshqalar uchun (xususan, Quyosh uchun) faqat yuqorisi va tushmaydigan yulduzlar uchun ko'rinmaydi (qarang). 5-rasm). Quyosh markazining yuqori kulminatsiya momenti haqiqiy peshin, pastki qismida esa haqiqiy shimol deb ataladi. Peshin vaqtida vertikal ob'ektning soyasi tushlik chizig'i bo'ylab tushadi.

Yulduzli xaritalarni tuzish uchun samoviy koordinatalar tizimini joriy qilish kerak. Astronomiyada bir nechta shunday tizimlar qo'llaniladi, ularning har biri turli ilmiy va amaliy muammolarni hal qilish uchun qulaydir. Bunda samoviy sferaning maxsus tekisliklari, doiralari va nuqtalari qo'llaniladi. Unda yulduzning joylashuvi ikkita burchak bilan noyob tarzda aniqlanadi. Agar (bu burchaklar chizilgan va qaysi tekislik osmon ekvatorining tekisligi bo'lsa, u holda koordinatalar tizimi deyiladi.ekvatorial . Undagi koordinatalar yorug'lik nurlarining tushishi va to'g'ridan-to'g'ri ko'tarilishidir.

Burilish d - yulduzning osmon ekvatoridan burchak masofasi (7-rasmga qarang). Burilish -90° ichida< 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
,
.

Deklinatsiya atrofida dunyo qutblaridan o'tuvchi osmon sferasining katta doirasi va bu yorug'lik deyiladi.

To'g'ridan-to'g'ri ko'tarish (yokito'g'ri ko'tarilish ) a - yoritgichning egilish aylanasining bahorgi tengkunlik nuqtasidan burchak masofasi. Ushbu koordinata yo'nalishda o'lchanadi qarama-qarshi yo'nalish osmon sferasining aylanishi va soatlik birliklarda ifodalanadi. O'ngga ko'tarilish 0 soat ichida o'zgaradi.< 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 soat., α Ω = 12 soat

Eng mashhur va eng oddiy samoviy koordinata tizimlaridan biri gorizontaldir. Undagi asosiy tekislik matematik gorizont, koordinatalari esa azimutdirA yoritgichlar va yoritgichlarning ufqdan balandligih . Gorizontal tizimning kamchiligi shundaki, yoritgichning koordinatalari doimo o'zgarib turadi.

Vaqt hodisalarning o'zgarish tartibini belgilaydi. Vaqtni o'lchash va saqlash zarurati sivilizatsiyaning boshida paydo bo'lgan. Buning uchun tabiatda sodir bo'ladigan davriy jarayonlardan foydalanilgan. Sayyoramizning harakati yorug'lik nurlarining, xususan, biz kuzatayotgan samoviy sferada Quyoshning ko'rinadigan harakatini keltirib chiqaradi. Vaqtning eng qadimgi birligi kun bo'lib, uning davomiyligi Yerning o'z o'qi atrofida aylanishi bilan belgilanadi.

Quyosh markazining ketma-ket ikkita yuqori (yoki pastki) kulminatsiyalari orasidagi vaqt oralig'i deyiladihaqiqiy kunlar (yoki haqiqiy quyosh kunlari) .

Quyoshning ekliptika bo'ylab to'liq aylanishining davomiyligi astronomiyada vaqt birligidir.tropik yil Quyosh diskining markazining bahorgi tengkunlik nuqtasi orqali ikkita ketma-ket o'tishi orasidagi vaqt oralig'i. Tropik yil taxminan 365,2422 kun davom etadi. Kundalik hayotda ular tropik yilga deyarli teng bo'lgan kalendar yilidan foydalanadilar.

Yerning Quyosh atrofida notekis aylanishi aniqlangan. Shuning uchun, haqiqiy quyosh kunining uzunligi biroz bo'lsa-da, vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadi. Qishda u uzunroq, yozda qisqaroq. Haqiqiy quyoshning eng uzun kuni qisqa kundan 51 soniya uzunroqdir. Vaqtni o'lchashda ushbu noqulaylikni bartaraf qilish uchun foydalaningekvatorial quyoshni anglatadi - ekliptika bo'ylab bir tekis harakatlanuvchi va yasaydigan xayoliy nuqta to'liq burilish unga ko'ra tropik yil uchun. O'rtacha ekvatorial quyoshning ikkita ketma-ket kulminatsiyalari orasidagi vaqt oralig'i deyiladio'rtacha kun (yoki o'rtacha quyosh kuni). O'rtacha quyosh kuni o'rtacha ekvatorial quyoshning pastki kulminatsion nuqtasida boshlanadi. O'rtacha ekvatorial quyosh osmonda hech qanday tarzda belgilanmagan xayoliy nuqtadir. Shuning uchun uning harakatini kuzatish mumkin emas va uning koordinatalarini aniqlash uchun kerakli hisob-kitoblar amalga oshiriladi.

Quyosh kunidagi vaqtni o'lchash geografik uzunlikka bog'liq. Berilgan meridiandagi barcha nuqtalar uchun vaqt bir xil, ammo u boshqa meridianlardagi mahalliy vaqtdan farq qiladi. Misol uchun, agar biz mahalliy vaqtga ko'ra shimolga ega bo'lsak (ya'ni kun boshlanadi), u holda qarama-qarshi meridianda ularning mahalliy vaqtiga ko'ra allaqachon peshindir. 1884-yilda koʻpgina mamlakatlarda mintaqaviy vaqt tizimini joriy qildi. Yer yuzasi 24 soat mintaqasiga bo'lingan. INularning har biri asosiy meridian yotadi, mahalliy vaqti T n ko'rib chiqingbel butun kamarning vaqti. Qo'shnilarning asosiy meridianlari orasidagi masofazonalari 15 ° yoki 1 soat. Qulaylik uchun vaqt mintaqasi chegaralari o'tadidavlat va ma'muriy chegaralar, shuningdek, siyrak aholi punktlari dengizlarida asosiylaridan sharqda 7,5 ° va g'arbda 7,5 ° uzoqda joylashgan meridianlar bo'ylab.

Grinvich meridiani (London yaqinidagi sobiq Grinvich rasadxonasidan o'tadi, chunki u endi boshqa joyga ko'chirilgan) nol vaqt mintaqasi uchun asosiy hisoblanadi. Keyinchalik sharqda zonalar 1 dan 23 gacha raqamlangan. Ukraina ikkinchi vaqt mintaqasida joylashgan. Vaqt T 0 nol vaqt mintaqasi deyiladiuniversal vaqt (yoki G'arbiy Evropa). Adolatli nisbat: T n = T 0 + n , Qayerdan - vaqt mintaqasi raqami.

Ba'zi vaqt zonalarida standart vaqt maxsus nomlarga ega.yevropalik (yoki Markaziy Evropa) birinchi vaqt mintaqasi vaqti,Sharqiy Yevropa - ikkinchi.

Quyosh nuridan samarali foydalanish va energiyani tejash uchun baʼzi mamlakatlar har yili mart oyining oxirgi yakshanbasida soat 1 soat oldinga siljitish orqali soat 2:00 da boshlanadigan yozgi vaqtni joriy qiladi. Sentyabr oyining oxirgi yakshanbasi ertalab soat 3 da soatlar bir soat orqaga surilib, yozgi vaqtga amal qilish tugaydi.

Ma'lumki, SIda asosiy vaqt birligi ikkinchi hisoblanadi. Ilgari quyosh kunining 1/86400 qismi bir soniya sifatida qabul qilingan. Quyosh kunining uzunligidagi o'zgarishlarni aniqlagandan so'ng, yangi vaqt shkalasini topish muammosi paydo bo'ldi. 1967 yilda Xalqaro Og'irliklar va O'lchovlar Konferentsiyasida vaqt birligi atom soniyasi tomonidan qabul qilindi - seziy-133 atomining asosiy holatining ikkita yuqori darajadagi o'tish davriga to'g'ri keladigan 9192631770 radiatsiya davriga teng vaqt. Atom vaqt shkalasi ba'zi rasadxonalar va vaqt laboratoriyalarida mavjud bo'lgan seziy atom soatlari ma'lumotlariga asoslanadi. Atom soatlari juda aniq - ular million yilda 1 soniya xato qiladi.

Maqolaning mazmuni

OSMON SHERASI. Osmonni kuzatganimizda, barcha astronomik ob'ektlar gumbazsimon sirtda joylashganga o'xshaydi, uning markazida kuzatuvchi joylashgan. Bu xayoliy gumbaz "osmon sferasi" deb ataladigan xayoliy sharning yuqori yarmini tashkil qiladi. U astronomik ob'ektlarning o'rnini ko'rsatishda asosiy rol o'ynaydi.

Yerning aylanish oʻqi Yer orbitasining tekisligiga (ekliptika tekisligiga) perpendikulyarga nisbatan taxminan 23,5° ga burilgan. Bu tekislikning samoviy sfera bilan kesishishi aylana - ekliptika, Quyoshning bir yildan ortiq ko'rinadigan yo'lini beradi. Yer o'qining kosmosdagi yo'nalishi deyarli o'zgarishsiz qolmoqda. Shuning uchun, har yili iyun oyida, o'qning shimoliy uchi Quyosh tomon qiyshayganida, u Shimoliy yarim sharda osmonda baland ko'tariladi, bu erda kunlar uzun va tunlar qisqaradi. Dekabr oyida orbitaning qarama-qarshi tomoniga o'tib, Yer janubiy yarimsharda Quyosh tomon burilib qoladi va bizning shimolimizda kunlar qisqaradi va tunlar uzun bo'ladi. Sm. Shuningdek YIL FASLLARI .

Biroq, quyosh va oyning tortishish kuchi ta'sirida yer o'qining yo'nalishi asta-sekin o'zgaradi. Quyosh va Oyning Yerning ekvatorial burmasiga ta'siridan kelib chiqadigan o'qning asosiy harakati presessiya deb ataladi. Pretsessiya natijasida erning o'qi sekin-asta orbital tekislikka perpendikulyar bo'lib, 26 ming yil davomida radiusi 23,5° bo'lgan konusni tasvirlaydi. Shu sababli, bir necha asrlardan keyin qutb Shimoliy Yulduz yaqinida bo'lmaydi. Bundan tashqari, Yer o'qi nutation deb ataladigan kichik tebranishlarni boshdan kechiradi, bu Yer va Oy orbitalarining elliptikligi, shuningdek, Oy orbitasining tekisligi Yer tekisligiga bir oz moyil bo'lishi bilan bog'liq. orbita.

Bizga ma'lumki, osmon sferasining ko'rinishi tunda Yerning o'z o'qi atrofida aylanishi tufayli o'zgaradi. Ammo yil davomida bir vaqtning o'zida osmonni kuzatsangiz ham, uning ko'rinishi Yerning Quyosh atrofida aylanishi tufayli o'zgaradi. To'liq 360 ° orbita uchun Yer taxminan talab qiladi. 365 1/4 kun - kuniga taxminan bir daraja. Aytgancha, bir kun, aniqrog'i quyosh kuni - bu Yerning Quyoshga nisbatan o'z o'qi atrofida bir marta aylanish vaqti. Bu Yerning yulduzlarga nisbatan aylanishi uchun ketadigan vaqtdan ("yulduzli kun") va qisqa vaqtdan iborat - taxminan to'rt daqiqa - aylanish uchun Yerning orbital harakatini kuniga bir darajaga qoplash uchun talab qilinadi. Shunday qilib, bir yil ichida taxminan. 365 1/4 quyosh kuni va taxminan. 366 1/4 yulduz.

Yerning ma'lum bir nuqtasidan kuzatilganda, qutblar yaqinida joylashgan yulduzlar har doim ufqdan yuqorida bo'ladi yoki hech qachon undan yuqoriga chiqmaydi. Boshqa barcha yulduzlar ko'tariladi va botadi va har kuni har bir yulduzning chiqishi va botishi avvalgi kundan 4 daqiqa oldin sodir bo'ladi. Ba'zi yulduzlar va yulduz turkumlari qishda tunda osmonda ko'tariladi - biz ularni "qish", boshqalari esa "yoz" deb ataymiz.

Shunday qilib, osmon sferasining ko'rinishi uch marta aniqlanadi: Yerning aylanishi bilan bog'liq kunning vaqti; Quyosh atrofidagi inqilob bilan bog'liq bo'lgan yil vaqti; pretsessiya bilan bog'liq davr (garchi oxirgi ta'sir hatto 100 yil ichida "ko'z bilan" deyarli sezilmaydi).

Koordinata tizimlari.

Osmon sferasidagi jismlarning o'rnini ko'rsatishning turli usullari mavjud. Ularning har biri muayyan turdagi vazifa uchun javob beradi.

Alt-azimut tizimi.

Kuzatuvchini o'rab turgan yerdagi ob'ektlarga nisbatan osmondagi ob'ektning holatini ko'rsatish uchun "alt-azimut" yoki "gorizontal" koordinatalar tizimi qo'llaniladi. U "balandlik" deb nomlangan ob'ektning ufq ustidagi burchak masofasini, shuningdek uning "azimutini" - ufq bo'ylab odatiy nuqtadan to'g'ridan-to'g'ri ob'ekt ostida joylashgan nuqtagacha bo'lgan burchak masofasini ko'rsatadi. Astronomiyada azimut janubiy nuqtadan g'arbga, geodeziya va navigatsiyada esa shimoldan sharqqa tomon o'lchanadi. Shuning uchun, azimutni ishlatishdan oldin, u qaysi tizimda ko'rsatilganligini bilib olishingiz kerak. To'g'ridan-to'g'ri boshingiz ustidagi osmondagi nuqta 90 ° balandlikda bo'lib, "zenit" deb ataladi va unga diametrik ravishda qarama-qarshi bo'lgan nuqta (oyoqlaringiz ostida) "nodir" deb ataladi. Ko'pgina muammolar uchun "samoviy meridian" deb ataladigan samoviy sferaning katta doirasi muhim ahamiyatga ega; u dunyoning zenit, nadir va qutblaridan o'tadi va shimol va janub nuqtalarida ufqni kesib o'tadi.

Ekvatorial tizim.

Yerning aylanishi tufayli yulduzlar doimiy ravishda ufqqa va kardinal nuqtalarga nisbatan harakat qiladilar va ularning gorizontal tizimdagi koordinatalari o'zgaradi. Ammo ba'zi astronomiya muammolari uchun koordinatalar tizimi kuzatuvchining pozitsiyasidan va kunning vaqtidan mustaqil bo'lishi kerak. Bunday tizim "ekvatorial" deb ataladi; uning koordinatalari geografik kenglik va uzunliklarga o'xshaydi. Unda osmon sferasi bilan kesishgan joyga cho'zilgan er ekvatorining tekisligi asosiy doirani - "osmon ekvatorini" belgilaydi. Yulduzning "mayishi" kenglikka o'xshaydi va uning samoviy ekvatordan shimol yoki janubdagi burchak masofasi bilan o'lchanadi. Agar yulduz zenitda aniq ko'rinadigan bo'lsa, u holda kuzatuv joyining kengligi yulduzning egilishiga teng bo'ladi. Geografik uzunlik yulduzning "to'g'ri ko'tarilishi" ga to'g'ri keladi. U ekliptikaning samoviy ekvator bilan kesishgan nuqtasidan sharqda o'lchanadi, u mart oyida Quyosh o'tadi, Shimoliy yarim sharda bahor va janubda kuz boshlangan kuni. Astronomiya uchun muhim bo'lgan bu nuqta "Qo'yning birinchi nuqtasi" yoki "bahorgi tengkunlik nuqtasi" deb ataladi va belgi bilan belgilanadi. To'g'ri ko'tarilish qiymatlari odatda soat va daqiqalarda beriladi, 24 soat 360 ° ga teng.

Teleskoplar yordamida kuzatishda ekvatorial sistemadan foydalaniladi. Teleskop osmon qutbi tomon yo'naltirilgan o'q atrofida sharqdan g'arbga aylana oladigan va shu bilan Yerning aylanishini qoplaydigan tarzda o'rnatiladi.

Boshqa tizimlar.

Ba'zi maqsadlarda osmon sferasidagi boshqa koordinata tizimlari ham qo'llaniladi. Masalan, Quyosh sistemasidagi jismlarning harakatini o'rganishda ular asosiy tekisligi Yer orbitasining tekisligi bo'lgan koordinatalar tizimidan foydalanadilar. Galaktikaning tuzilishi koordinata tizimida o'rganiladi, uning asosiy tekisligi Galaktikaning ekvator tekisligi bo'lib, osmonda Somon yo'li bo'ylab o'tadigan doira bilan ifodalanadi.

Koordinata tizimlarini solishtirish.

Gorizontal va ekvatorial tizimlarning eng muhim tafsilotlari rasmlarda ko'rsatilgan. Jadvalda bu tizimlar geografik koordinatalar tizimi bilan taqqoslanadi.

Jadval: Koordinata tizimlarini taqqoslash

KOORDINATLAR TIZIMLARINI QOYISHASI
Xarakterli	Alt-azimut tizimi	Ekvatorial tizim	Geografik tizim
Asosiy doira	Ufq	Osmon ekvatori	Ekvator
polyaklar	Zenit va nadir	Dunyoning shimoliy va janubiy qutblari	Shimoliy va Janubiy qutblar
Asosiy doiradan burchak masofasi	Balandligi	Deklensiya	Kenglik
Asosiy doira bo'ylab burchak masofasi	Azimut	To'g'ri ko'tarilish	Uzunlik
Asosiy doiradagi mos yozuvlar nuqtasi	Ufqdagi janubiy nuqta (geodeziyada - shimoliy nuqta)	Bahorgi tengkunlik nuqtasi	Grinvich meridianining kesishishi

Bir tizimdan ikkinchisiga o'tish.

Ko'pincha yulduzning alt-azimutal koordinatalaridan uning ekvatorial koordinatalarini hisoblash zarurati tug'iladi va aksincha. Buning uchun kuzatish momentini va kuzatuvchining Yerdagi holatini bilish kerak. Matematik jihatdan masala tepalari zenitda, shimoliy osmon qutbida va X yulduzida joylashgan sharsimon uchburchak yordamida yechiladi; u "astronomik uchburchak" deb ataladi.

Kuzatuvchining meridiani va osmon sferasining qaysidir nuqtasiga yo'nalishi o'rtasidagi shimoliy osmon qutbidagi tepasi bilan burchak bu nuqtaning "soat burchagi" deb ataladi; u meridiandan g'arbda o'lchanadi. Kuzatish nuqtasida soat, minut va sekundlarda ifodalangan bahorgi tengkunlikning soat burchagi “yulduzlik vaqti” (Si. T. - yulduz vaqti) deb ataladi. Yulduzning to'g'ri ko'tarilishi ham unga yo'nalish va bahorgi tengkunlik nuqtasi orasidagi qutb burchagi bo'lganligi sababli, yulduz vaqti kuzatuvchi meridianida yotgan barcha nuqtalarning to'g'ri ko'tarilishiga teng.

Shunday qilib, osmon sferasidagi har qanday nuqtaning soat burchagi yulduz vaqti va uning to'g'ri ko'tarilishi o'rtasidagi farqga teng:

Kuzatuvchining kengligi bo'lsin j. Yulduzning ekvatorial koordinatalari berilgan bo'lsa a Va d, keyin uning gorizontal koordinatalari A Va quyidagi formulalar yordamida hisoblash mumkin:

Shuningdek, siz teskari masalani hal qilishingiz mumkin: o'lchangan qiymatlar yordamida A Va h, vaqtni bilish, hisoblash a Va d. Deklensiya d to'g'ridan-to'g'ri oxirgi formuladan hisoblab chiqilgan, so'ngra oxirgidan oldingi formuladan hisoblanadi N, va birinchidan boshlab, yulduz vaqti ma'lum bo'lsa, u hisoblanadi a.

Osmon sferasining tasviri.

Ko'p asrlar davomida olimlar izlanishdi eng yaxshi yo'llar uni o'rganish yoki namoyish qilish uchun samoviy sferaning tasvirlari. Ikki turdagi modellar taklif qilindi: ikki o'lchovli va uch o'lchovli.

Osmon sferasi xaritalarda sharsimon Yer tasvirlangani kabi tekislikda tasvirlanishi mumkin. Ikkala holatda ham geometrik proyeksiya tizimini tanlash kerak. Osmon sferasi qismlarini samolyotda tasvirlashga birinchi urinish qadimgi odamlarning g'orlarida yulduz konfiguratsiyasining qoyatosh rasmlari edi. Hozirgi kunda butun osmonni qoplaydigan qo'lda chizilgan yoki fotografik yulduz atlaslari ko'rinishida nashr etilgan turli xil yulduz xaritalari mavjud.

Qadimgi xitoy va yunon astronomlari samoviy sferani "armillar sferasi" deb nomlanuvchi modelda kontseptsiyalashgan. U osmon sferasining eng muhim doiralarini ko'rsatish uchun bir-biriga bog'langan metall doiralar yoki halqalardan iborat. Hozirgi vaqtda yulduzlar globuslari ko'pincha qo'llaniladi, ularda yulduzlarning pozitsiyalari va osmon sferasining asosiy doiralari belgilanadi. Qurolli sharlar va globuslarning umumiy kamchiliklari bor: yulduzlarning joylashuvi va doiralarning belgilari ularning tashqi, qavariq tomonida belgilanadi, biz ularni tashqi tomondan ko'ramiz, biz esa osmonga "ichkaridan" qaraymiz va yulduzlar bizga osmon sferasining botiq tomonida joylashgandek tuyuladi. Bu ba'zan yulduzlar va yulduz turkumlarining harakat yo'nalishlarida chalkashlikka olib keladi.

Osmon sferasining eng real tasviri planetariy tomonidan taqdim etiladi. Yulduzlarning ichkaridan yarim sharsimon ekranga optik proyeksiyasi osmon ko'rinishini va undagi yoritgichlarning barcha turdagi harakatlarini juda aniq takrorlash imkonini beradi.

Osmon sferasi - ixtiyoriy radiusli xayoliy sfera bo'lib, uning markazi kuzatish nuqtasida joylashgan (1-rasm). Osmon sferasi markazidan yer yuzasiga nisbatan vertikal chiziqqa perpendikulyar oʻtkazilgan tekislik osmon sferasi bilan kesishgan joyda matematik yoki haqiqiy ufq deb ataladigan katta doira hosil qiladi.
Plumb chizig'i osmon sferasi bilan ikkita diametrli qarama-qarshi nuqtada - zenit Z va nadir Z' da kesishadi. Zenit kuzatuvchining boshidan yuqorida joylashgan, eng nodir yer yuzasi tomonidan yashiringan.
Osmon sferasining kunlik aylanishi Yerning aylanishini aks ettiradi va u yer o'qi atrofida ham sodir bo'ladi, lekin teskari yo'nalishda, ya'ni sharqdan g'arbga. Osmon sferasining aylanish o'qi Yerning aylanish o'qiga to'g'ri keladi, dunyo o'qi deyiladi.
Shimoliy osmon qutbi P Shimoliy Yulduz tomon yoʻnalgan (Shimoliy yulduzdan 0°51). Janubi osmon qutbi P' janubiy yarim sharning gorizontidan yuqorida joylashgan va shimoliy yarim shardan ko'rinmaydi.

1-rasm. Osmon ekvatori va samoviy meridianning haqiqiy gorizont bilan kesishishi.

Osmon sferasining katta doirasi, uning tekisligi dunyo o'qiga perpendikulyar bo'lib, Yer ekvatorining tekisligiga to'g'ri keladigan osmon ekvatori deyiladi. Osmon ekvatori osmon sferasini ikki yarim sharga - shimoliy va janubiy yarim sharlarga ajratadi. Osmon ekvatori haqiqiy gorizont bilan ikki nuqtada kesishadi, ular sharqiy E va gʻarbiy V nuqtalari deb ataladi. Sharqiy nuqtada osmon ekvatori haqiqiy gorizontdan yuqoriga koʻtariladi, gʻarbiy nuqtada esa undan pastga tushadi.
Osmon sferasining osmon qutbi (PP'), zenit va nadir (ZZ') orqali o'tadigan katta doirasi osmon meridiani deb ataladi, u yer yuzasida yer (geografik) meridian shaklida aks etadi. Osmon meridiani osmon sferasini sharqiy va g'arbiy qismlarga ajratadi va haqiqiy gorizont bilan ikkita diametral qarama-qarshi nuqtada - janubiy nuqtada (S) va shimoliy nuqtada (N) kesishadi.
Janub va shimol nuqtalaridan o'tuvchi va haqiqiy gorizont tekisligining osmon meridiani tekisligi bilan kesishish chizig'i bo'lgan to'g'ri chiziq tushlik chizig'i deb ataladi.
Yerning qutblari va uning yuzasidagi istalgan nuqtadan oʻtuvchi katta yarim doira bu nuqtaning meridiani deyiladi. Buyuk Britaniyaning asosiy observatoriyasi bo'lgan Grinvich rasadxonasidan o'tadigan meridian bosh yoki bosh meridian deb ataladi. Bosh meridian va noldan 180° uzoqda joylashgan meridian Yer yuzasini ikki yarim sharga - sharqiy va g'arbiy yarim sharlarga ajratadi.
Osmon sferasining katta doirasi, uning tekisligi Yerning Quyosh atrofida aylanish tekisligi bilan mos keladi, ekliptika tekisligi deyiladi. Osmon sferasining ekliptika tekisligi bilan kesishish chizig'i ekliptika chizig'i yoki oddiygina ekliptika deb ataladi (3.2-rasm). Ekliptika yunoncha so'z bo'lib, tarjimasi tutilish degan ma'noni anglatadi. Bu aylana shunday nomlandi, chunki Quyosh va Oy tutilishi ikkala yoritgich ekliptika tekisligiga yaqin bo'lganda sodir bo'ladi. Erdagi kuzatuvchi uchun Quyoshning ko'rinadigan yillik harakati ekliptika bo'ylab sodir bo'ladi. Ekliptika tekisligiga perpendikulyar bo'lgan va osmon sferasi markazidan o'tuvchi chiziq u bilan kesishgan nuqtalarda ekliptikaning Shimoliy (N) va Janubiy (S') qutblarini hosil qiladi.
Ekliptika tekisligining samoviy ekvator tekisligi bilan kesishish chizig'i er sferasi yuzasini ikki diametrik qarama-qarshi nuqtada kesib o'tadi, ular bahor va kuzgi tengkunlik nuqtalari deb ataladi. Bahorgi tengkunlik nuqtasi odatda (Aries), kuzgi tengkunlik nuqtasi - (Tarozi) belgilanadi. Quyosh bu nuqtalarda mos ravishda 21 mart va 23 sentyabrda paydo bo'ladi. Bu kunlarda er yuzida kun tunga teng. Ekliptikaning tengkunlik nuqtalaridan 90° masofada joylashgan nuqtalari kun toʻxtashi deb ataladi (22 iyul – yoz, 23 dekabr – qish).
Osmon ekvatorining tekisligi ekliptika tekisligiga 23°27' burchak ostida qiya. Ekliptikaning ekvatorga moyilligi doimiy bo'lib qolmaydi. 1896 yilda astronomik konstantalarni tasdiqlashda ekliptikaning moyilligini 23° 27′ 8,26 ga teng deb hisoblashga qaror qilindi”.
Quyosh va Oyning tortishish kuchlarining Yerga ta'siri tufayli u asta-sekin 22°59' dan 24°36' gacha o'zgaradi.

Guruch. 2. Ekliptika tekisligi va uning samoviy ekvator tekisligi bilan kesishishi.
Osmon koordinata tizimlari
Osmon jismining joylashishini aniqlash uchun u yoki bu osmon koordinata tizimidan foydalaniladi. Koordinatalar panjarasini qurish uchun osmon sferasi doiralaridan qaysi biri tanlanganiga qarab, bu tizimlar ekliptik koordinatalar tizimi yoki ekvatorial tizim deb ataladi. Yer yuzasidagi koordinatalarni aniqlash uchun geografik koordinatalar tizimi qo'llaniladi. Keling, yuqoridagi barcha tizimlarni ko'rib chiqaylik.
Ekliptik koordinatalar tizimi.

Ekliptik koordinatalar tizimi ko'pincha munajjimlar tomonidan qo'llaniladi. Bu tizim barcha qadimiy atlaslarga kiritilgan yulduzli osmon. Ekliptika tizimi ekliptika tekisligida qurilgan. Ushbu tizimdagi samoviy jismning joylashuvi ikkita sharsimon koordinata - ekliptik uzunlik (yoki oddiygina uzunlik) va ekliptik kenglik bilan belgilanadi.
Ekliptik uzunlik L Quyoshning yillik harakati yoʻnalishi boʻyicha ekliptika va bahorgi tengkunlik qutblaridan oʻtuvchi tekislikdan oʻlchanadi, yaʼni. Zodiak belgilarining borishiga ko'ra (3.3-rasm). Uzunlik 0° dan 360° gacha oʻlchanadi.
Ekliptika kengligi B - ekliptikadan qutblar tomon burchak masofasi. B qiymati ekliptikaning shimoliy qutbiga ijobiy, janubga salbiy. +90° dan -90° gacha o'lchanadi.

3-rasm. Ekliptik samoviy koordinatalar tizimi.

Ekvatorial koordinatalar tizimi.

Ekvatorial koordinatalar tizimi ba'zan munajjimlar tomonidan ham qo'llaniladi. Bu sistema yer ekvatoriga toʻgʻri keladigan osmon ekvatorida qurilgan (4-rasm). Osmon jismining bu sistemadagi o'rni ikki koordinata - o'ngga ko'tarilish va egilish bilan belgilanadi.
O'ngga ko'tarilish bahorgi tengkunlik nuqtasi 0 ° dan osmon sferasining kunlik aylanishiga qarama-qarshi yo'nalishda o'lchanadi. U 0° dan 360° gacha yoki vaqt birliklarida — 0 soatdan oʻlchanadi. 24 soatgacha Declension? osmon ekvatori va qutb orasidagi burchak (ekliptika tizimidagi kenglikka o'xshash) va -90° dan +90° gacha o'lchanadi.

4-rasm. Ekvatorial samoviy koordinatalar tizimi

Geografik koordinatalar tizimi.

Geografik uzunlik va geografik kenglik bilan belgilanadi. Astrologiyada u tug'ilgan joyning koordinatalari uchun ishlatiladi.
Geografik uzunlik? Grinvich meridianidan + belgisi bilan sharqqa va – gʻarbga – 180° dan + 180° gacha oʻlchanadi (3.5-rasm). Ba'zan geografik uzunlik 0 dan 24 soatgacha bo'lgan vaqt birliklarida o'lchanadi va uni Grinvichdan sharqda hisoblaydi.
Geografik kenglik? meridianlar bo'ylab geografik qutblar yo'nalishi bo'yicha + belgisi bilan shimolga, belgisi bilan - ekvatordan janubga o'lchanadi. Geografik kenglik – 90° dan + 90° gacha qiymat oladi.

5-rasm. Geografik koordinatalar

Pretsessiya
Qadimgi astronomlar Yerning aylanish oʻqi yulduzlar sferasiga nisbatan qoʻzgʻalmas, deb hisoblashgan, biroq Giparx (miloddan avvalgi 160-yil) bahorgi tengkunlik nuqtasi Quyoshning yillik harakati tomon sekin harakatlanishini, yaʼni. zodiak yulduz turkumlari kursiga qarshi. Bu hodisa pretsessiya deb ataladi.
Yer siljishi yiliga 50'3,1 dyuymni tashkil qiladi. Bahorgi tengkunlik nuqtasi 25 729 yil ichida to'liq aylana tugaydi, ya'ni. 1 ° taxminan 72 yil ichida o'tadi. Osmon sferasidagi mos yozuvlar nuqtasi shimoliy osmon qutbidir. Pretsessiya tufayli u 23°27' sferik radiusli aylana bo'ylab ekliptika qutbi atrofida yulduzlar orasida asta-sekin harakatlanadi. Hozirgi kunda u Shimoliy Yulduzga tobora yaqinlashmoqda.
Endi Shimoliy qutb va Shimoliy yulduz o'rtasidagi burchak masofasi 57 'dir. U eng yaqin masofaga (28′) 2000-yilda yetib boradi va 12 000 yildan keyin Shimoliy yarim shardagi eng yorqin yulduz Vega yaqinida boʻladi.
Vaqtni o'lchash
Vaqtni o'lchash masalasi insoniyat taraqqiyotining butun tarixi davomida hal qilingan. Vaqtdan ko'ra murakkabroq tushunchani tasavvur qilish qiyin. Eng buyuk faylasuf qadimgi dunyo Miloddan avvalgi to'rt asrda Aristotel atrofimizdagi tabiatdagi noma'lumlar orasida eng noma'lumi vaqt ekanligini yozgan, chunki vaqt nima ekanligini va uni qanday boshqarishni hech kim bilmaydi.
Vaqtni o'lchash Yerning o'z o'qi atrofida aylanishiga va Quyosh atrofida aylanishiga asoslanadi. Bu jarayonlar uzluksiz va juda doimiy davrlarga ega, bu esa ularni tabiiy vaqt birliklari sifatida ishlatishga imkon beradi.
Yer orbitasi ellips bo'lganligi sababli Yerning u bo'ylab harakati notekis tezlikda sodir bo'ladi va shuning uchun Quyoshning ekliptika bo'ylab ko'rinadigan harakati tezligi ham notekis bo'ladi. Barcha yoritgichlar kun davomida ko'rinadigan harakatida osmon meridianini ikki marta kesib o'tadi. Osmon meridianining yorug'lik markazi bilan kesishishi yorug'likning kulminatsion nuqtasi deb ataladi (kulminatsiya lotincha so'z bo'lib, "yuqori" degan ma'noni anglatadi). Yoritgichning yuqori va pastki kulminatsiyalari mavjud. Klimakslar orasidagi vaqt davri yarim kun deb ataladi. Quyosh markazining yuqori kulminatsiya momenti haqiqiy peshin, pastki qismi esa haqiqiy yarim tun deb ataladi. Yuqori va pastki kulminatsiyalar biz birlik sifatida tanlagan vaqt (kun) davrining boshi yoki oxiri bo'lib xizmat qilishi mumkin.
Agar kunning uzunligini aniqlash uchun asosiy nuqta sifatida haqiqiy Quyoshning markazini tanlasak, ya'ni. biz osmon sferasida ko'rgan quyosh diskining markazi, biz haqiqiy quyosh kuni deb ataladigan vaqt birligini olamiz.
Asosiy nuqta sifatida o'rtacha ekvatorial Quyosh deb ataladigan narsani tanlashda, ya'ni. Quyoshning ekliptika bo'ylab doimiy harakat tezligi bilan ekvator bo'ylab harakatlanadigan biron bir xayoliy nuqtadan biz o'rtacha quyosh kuni deb ataladigan vaqt birligini olamiz.
Agar kunning uzunligini aniqlashda asosiy nuqta sifatida bahorgi tengkunlik nuqtasini tanlasak, yulduz kuni deb ataladigan vaqt birligini olamiz. Yulduzli kun quyosh kunidan 3 minutga qisqa. 56,555 sek. Mahalliy yulduz kuni - bu mahalliy meridiandagi Qo'y nuqtasining yuqori cho'qqisiga chiqqan paytdan boshlab ma'lum bir vaqt oralig'idagi vaqt davri. Muayyan hududda har bir yulduz har doim gorizontdan bir xil balandlikda kulminatsiyaga etadi, chunki uning samoviy qutbdan va samoviy ekvatordan burchak masofasi o'zgarmaydi. Quyosh va Oy, aksincha, ular cho'qqiga chiqadigan balandlikni o'zgartiradilar. Yulduzlarning kulminatsiyalari orasidagi intervallar Quyoshning kulminatsiyalari orasidagi intervallardan to'rt daqiqaga qisqaroq. Kun davomida (osmon sferasining bir marta aylanishi vaqti) quyosh yulduzlarga nisbatan sharqqa - osmonning kunlik aylanishiga teskari yo'nalishda, taxminan 1 ° masofada harakatlana oladi. samoviy sfera 24 soatda (15° - 1 soatda, 1° 4 daqiqada) to'liq aylanishni (360°) amalga oshiradi.
Oyning eng yuqori nuqtalari har kuni 50 daqiqaga kechiktiriladi, chunki Oy har oy osmonning aylanishini qondirish uchun taxminan bir marta aylanadi.
Yulduzli osmonda sayyoralar xuddi Oy va Quyosh kabi doimiy joyni egallamaydi, shuning uchun yulduzlar jadvalida, shuningdek, kosmogramma va munajjimlar bashorati xaritalarida Quyosh, Oy va sayyoralarning pozitsiyasini faqat ko'rsatish mumkin. ma'lum bir vaqt uchun.
Standart vaqt. Har qanday nuqtaning standart vaqti (Tp) mahalliy o'rtacha deb ataladi quyosh vaqti bu nuqta joylashgan vaqt mintaqasining asosiy geografik meridiani. Vaqtni aniqlash qulayligi uchun Yer yuzasi 24 meridianga bo'lingan - ularning har biri qo'shnisidan to'liq 15 ° uzunlikda joylashgan. Ushbu meridianlar 24 vaqt mintaqasini belgilaydi. Vaqt mintaqalarining chegaralari tegishli meridianlarning har biridan 7,5 ° sharq va g'arbda joylashgan. Har bir lahzada bir xil zonaning vaqti uning barcha nuqtalari uchun bir xil hisoblanadi. Grinvich meridiani nol meridian hisoblanadi. Sana qatori ham o'rnatildi, ya'ni. g'arbiy uzunlikdagi barcha vaqt zonalari uchun kalendar sanasi g'arbiy uzunlikdagi vaqt zonalarida joylashgan mamlakatlarga qaraganda bir kunga ko'proq bo'lgan an'anaviy chiziq.
Rossiyada standart vaqt 1919 yilda joriy etilgan. Xalqaro vaqt zonalari tizimi va o'sha paytda mavjud bo'lgan ma'muriy chegaralarni hisobga olgan holda, II dan XII gacha bo'lgan vaqt zonalari RSFSR xaritasida chizilgan (2-ilova, 12-jadvalga qarang).
Mahalliy vaqt. Har qanday o'lchamdagi vaqt, u yulduz, haqiqiy quyosh yoki ba'zi meridianning o'rtacha quyosh vaqti, mahalliy yulduz, mahalliy haqiqiy quyosh va mahalliy o'rtacha quyosh vaqti deb ataladi. Xuddi shu meridianda yotgan barcha nuqtalar bir vaqtning o'zida bir xil vaqtga ega bo'ladi, bu mahalliy vaqt LT (Mahalliy vaqt) deb ataladi. Turli meridianlarda mahalliy vaqt har xil, chunki... Yer o'z o'qi atrofida aylanib, ketma-ket sirtning turli qismlarini Quyosh tomon buradi. Yer kurrasining hamma joylarida bir vaqtda quyosh chiqmaydi va kun ochiladi. Grinvich meridianining sharqida mahalliy vaqt ortib boradi, gʻarbda esa pasayadi. Mahalliy vaqt munajjimlar tomonidan munajjimlar bashorati deb ataladigan maydonlarni (uylarni) topish uchun ishlatiladi.
Universal vaqt. Grinvich meridianining mahalliy oʻrtacha quyosh vaqti universal vaqt yoki jahon vaqti (UT, GMT) deb ataladi. Yer yuzasidagi istalgan nuqtaning mahalliy oʻrtacha quyosh vaqti shu nuqtaning geografik uzunligi bilan belgilanadi, soatlik birliklarda ifodalanadi va Grinvich meridianidan oʻlchanadi. Grinvich vaqtining sharqi ijobiy deb hisoblanadi, ya'ni. u Grinvichdan kattaroqdir va Grinvichdan g'arbda u salbiy, ya'ni. Grinvichdan g'arbiy hududlarda vaqt Grinvichdan kamroq.
Onalik vaqti (td) - butun hudud bo'ylab kiritilgan vaqt Sovet Ittifoqi 1930 yil 21 iyun. 1991 yil 31 martda bekor qilingan. MDH va Rossiyada 1992 yil 19 martda qayta kiritilgan.
Yozgi vaqt (TL) — sobiq Ittifoqda 1991-yil 1-aprelda joriy qilingan vaqt.
Efemer vaqti. Umumjahon vaqt shkalasining notekisligi jismlarning orbital harakati bilan belgilanadigan yangi shkalani joriy etish zarurligiga olib keldi. quyosh sistemasi va mustaqil o'zgaruvchining o'zgarish ko'lamini ifodalaydi differensial tenglamalar Osmon jismlari harakati nazariyasining asosini tashkil etuvchi Nyuton mexanikasi. Efemer soniya asrimiz boshidagi (1900) tropik yilning (sm.) 1/31556925,9747 ga teng. Bu kasrning maxraji tropik 1900 yildagi soniyalar soniga to'g'ri keladi. Efemer vaqt shkalasining nol nuqtasi sifatida 1900 yil davri tanlangan. Bu yil boshi Quyosh uzunligi 279°42' bo'lgan paytga to'g'ri keladi.
Yulduzli yoki yulduzli yil. Bu Quyoshning ekliptika bo'ylab Yer atrofida ko'rinadigan yillik harakatida to'liq aylanishni (360 °) tasvirlaydigan va yulduzlarga nisbatan avvalgi holatiga qaytadigan vaqt davri.
Tropik yil. Bu quyoshning bahorgi tengkunlik nuqtasidan ketma-ket ikki o'tishi orasidagi vaqt davri. Bahorgi tengkunlik nuqtasining Quyosh harakati tomon pretsession harakati tufayli tropik yil yulduz yiliga nisbatan birmuncha qisqaroq.
Anormal yil. Bu Yerning perigelion orqali ketma-ket ikki o'tishi orasidagi vaqt oralig'idir.
Kalendar yili. Kalendar yili vaqtni hisoblash uchun ishlatiladi. U kunlarning butun sonini o'z ichiga oladi. Kalendar yilning uzunligi tropik yilga e'tibor qaratgan holda tanlangan, chunki fasllarning to'g'ri davriy qaytishi aynan tropik yilning uzunligi bilan bog'liq. Tropik yilda butun kunlar soni mavjud emasligi sababli, taqvimni tuzishda tropik yilning kasr qismi tufayli to'plangan kunlarni qoplaydigan qo'shimcha kunlarni kiritish tizimiga murojaat qilish kerak edi. Miloddan avvalgi 46-yilda Yuliy Tsezar tomonidan kiritilgan Julian kalendarida. Iskandariyalik astronom Sosigenesning yordami bilan oddiy yillar 365 kunni, kabisa yillari - 366 kunni o'z ichiga olgan. Shunday qilib, Yulian taqvimida yilning o'rtacha uzunligi tropik yil uzunligidan 0,0078 kunga ko'proq edi. Shu sababli, agar, masalan, 325-yilda Quyosh bahorgi tengkunlikdan 21-martda oʻtgan boʻlsa, 1582-yilda Papa Grigoriy XIII kalendar islohotini qabul qilganida, tengkunlik 11-martga toʻgʻri keldi. Italiyalik shifokor va astronom Luidji Lilioning taklifi bilan amalga oshirilgan kalendar islohoti bir qancha kabisa yillarini o'tkazib yuborishni nazarda tutadi. Har bir asrning boshidagi yuzlar soni 4 ga boʻlinmaydigan yillar, yaʼni 1700, 1800 va 1900 yillar sifatida qabul qilingan. Shunday qilib, Grigoriy yilining o'rtacha uzunligi 365,2425 o'rtacha quyosh kuniga teng bo'ldi. ga o'tish bir qator Evropa mamlakatlarida yangi uslub 1582 yil 4 oktyabrda, keyingi kun 15 oktyabr deb hisoblanganda amalga oshirildi. Rossiyada yangi (Gregorian) uslubi 1918 yilda joriy etilgan, o'shanda Xalq Komissarlari Kengashining qaroriga binoan 1918 yil 1 fevralni 14 fevral deb hisoblash belgilangan edi.
Kunlarni sanashning kalendar tizimidan tashqari, astronomiyada ma'lum bir boshlanish sanasidan kunlarni uzluksiz hisoblash tizimi keng tarqaldi. Bunday tizimni 16-asrda Leyden professori Skaliger taklif qilgan. U Skaligerning otasi Yuliy sharafiga nomlangan va shuning uchun Julian davri deb ataladi (Julian taqvimi bilan adashtirmaslik kerak!). Miloddan avvalgi 4713-yilning 1-yanvarida Grinvich kunduzi boshlanish nuqtasi sifatida qabul qilingan. tomonidan Julian kalendar, shuning uchun Julian kuni Grinvich tushida boshlanadi. Ushbu hisob-kitobga ko'ra har bir kunning o'z vaqti bor tartib raqam. Efemerda - astronomik jadvallar - Julian kunlari 1900 yil 1 yanvardan boshlab hisoblanadi. 1996 yil 1 yanvar - 2 450 084 Julian kuni.

Quyosh tizimining sayyoralari
Quyosh tizimida to'qqizta yirik sayyora mavjud. Quyoshdan masofa tartibida bular Merkuriy, Venera, Yer (Oy bilan), Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun va Pluton (6-rasm).

6-rasm. Quyosh sistemasi sayyoralarining orbitalari

Sayyoralar Quyosh atrofida deyarli bir tekislikda ellips shaklida aylanadi. Kichik sayyoralar, asteroidlar deb ataladigan, ularning soni 2000 ga yaqinlashib, Mars va Yupiter o'rtasida aylanib yuradi.Sayyoralar orasidagi bo'shliq siyrak gaz va kosmik chang bilan to'ldirilgan. U magnit, tortishish va boshqa kuch maydonlarining tashuvchisi bo'lgan elektromagnit nurlanish orqali kiradi.
Quyosh Yerning diametridan taxminan 109 marta va Yerdan 330 ming marta kattaroqdir va barcha sayyoralarning massasi Quyosh massasining atigi 0,1 foizini tashkil qiladi. Quyosh o'zining tortishish kuchi bilan quyosh tizimidagi sayyoralarning harakatini boshqaradi. Sayyora Quyoshga qanchalik yaqin bo'lsa, uning Quyosh atrofida chiziqli va burchak aylanish tezligi shunchalik katta bo'ladi. Sayyoraning Quyosh atrofida yulduzlarga nisbatan aylanish davri yulduz yoki yulduz davri deb ataladi (2-ilova, 1,2-jadvallarga qarang). Yerning yulduzlarga nisbatan aylanish davri yulduz yili deb ataladi.
16-asrgacha Klavdiy Ptolemey dunyosining geosentrik tizimi mavjud edi. 16-asrda bu tizim Polsha astronomi Nikolay Kopernik tomonidan qayta ko'rib chiqilgan va Quyoshni markazga qo'ygan. Teleskopning prototipi bo'lgan birinchi teleskopni yaratgan Galiley o'z kuzatishlari asosida Kopernik nazariyasini tasdiqladi.
17-asr boshlarida Avstriya qirollik saroyining matematiki va munajjim Iogannes Kepler Quyosh sistemasidagi jismlar harakatining uchta qonunini oʻrnatdi.
Keplerning birinchi qonuni. Sayyoralar ellips bo'ylab harakatlanadi, Quyosh bir markazda.
Keplerning ikkinchi qonuni. Sayyoraning radius vektori teng vaqt oralig'ida tasvirlanadi teng hududlar, shuning uchun sayyora Quyoshga qanchalik yaqin bo'lsa, u shunchalik tez harakat qiladi va aksincha, Quyoshdan qanchalik uzoqda bo'lsa, uning harakati sekinlashadi.
Keplerning uchinchi qonuni. Sayyoralarning orbital vaqtlarining kvadratlari bir-biri bilan ularning Quyoshdan o'rtacha masofalarining kublari (ularning orbitalarining yarim katta o'qlari) bilan bog'liq. Shunday qilib, Keplerning ikkinchi qonuni sayyoraning ellips bo'ylab harakat tezligining o'zgarishini miqdoriy jihatdan aniqlaydi va Keplerning uchinchi qonuni sayyoralarning Quyoshdan o'rtacha masofalarini ularning yulduz aylanish davrlari bilan bog'laydi va barcha o'qlarning yarim katta o'qlarini harakatga keltiradi. sayyora orbitalari Yer orbitasining yarim katta o'qi birliklarida ifodalang.
Oyning harakatini kuzatish va Kepler qonunlari asosida Nyuton butun olam tortishish qonunini kashf etdi. U jism tasvirlaydigan orbita turi samoviy jismning tezligiga bog'liqligini aniqladi. Shunday qilib, sayyora orbitasini aniqlash imkonini beruvchi Kepler qonunlari tabiatning umumiyroq qonuni - samoviy mexanikaning asosini tashkil etuvchi butun dunyo tortishish qonunining natijasidir. Kepler qonunlari ikkita ajratilgan jismning harakatini ularning o'zaro tortishishlarini hisobga olgan holda ko'rib chiqilganda kuzatiladi, lekin quyosh tizimida nafaqat Quyoshning tortishishi, balki barcha to'qqiz sayyoraning o'zaro tortishishi ham faoldir. Shu munosabat bilan, agar Kepler qonunlariga qat'iy rioya qilinganda sodir bo'ladigan harakatdan juda kichik bo'lsa-da, og'ish bor. Bunday og'ishlar buzilishlar deb ataladi. Sayyoralarning ko'rinadigan pozitsiyalarini hisoblashda ularni hisobga olish kerak. Bundan tashqari, tartibsizliklar tufayli Neptun sayyorasi kashf qilindi, ular aytganidek, qalam uchida hisoblab chiqilgan.
19-asrning 40-yillarida 18-asr oxirida V. Gerschel tomonidan kashf etilgan Uran allaqachon maʼlum boʻlgan barcha sayyoralarning buzilishlarini hisobga olgan holda oʻzi borishi kerak boʻlgan yoʻldan deyarli sezilarli darajada ogʻishi aniqlangan. Astronomlar Le Verrier (Frantsiyada) va Adams (Angliyada) Uran qandaydir noma'lum jismni jalb qiladi, deb taxmin qilishdi. Ular noma'lum sayyora orbitasini, uning massasini hisoblab chiqdilar va hatto ma'lum bir vaqtda noma'lum sayyora joylashishi kerak bo'lgan osmondagi joyni ko'rsatdilar. 1846 yilda bu sayyora nemis astronomi Halle ko'rsatgan joyda teleskop yordamida topilgan. Neptun aynan shunday kashf etilgan.
Sayyoralarning ko'rinadigan harakati. Yerdagi kuzatuvchi nuqtai nazaridan, ma'lum vaqt oralig'ida sayyoralar osmon bo'ylab bir xil yo'nalishda harakatlanadigan Quyosh va Oydan farqli o'laroq, harakat yo'nalishini o'zgartiradi. Shu munosabat bilan sayyoraning to'g'ridan-to'g'ri harakati (g'arbdan sharqqa, Quyosh va Oy kabi) va retrograd yoki retrograd harakati (sharqdan g'arbga) farqlanadi. Harakatning bir turidan ikkinchisiga o'tish vaqtida sayyora to'xtab qolgandek ko'rinadi. Yuqoridagilardan kelib chiqqan holda, yulduzlar fonida har bir sayyoraning ko'rinadigan yo'li zigzaglar va halqalardan iborat murakkab chiziqdir. Ta'riflangan halqalarning shakllari va o'lchamlari turli sayyoralar uchun farq qiladi.
Shuningdek, ichki va tashqi sayyoralarning harakatlari o'rtasida farq bor. Ichki sayyoralarga Merkuriy va Venera kiradi, ularning orbitalari Yer orbitasida joylashgan. Ularning harakatida ichki sayyoralar Quyosh bilan chambarchas bog'liq, Merkuriy Quyoshdan 28 ° dan uzoqlashmaydi, Venera - 48 °. Merkuriy yoki Venera Quyosh va Yer o'rtasida o'tadigan konfiguratsiya Quyosh bilan pastki birikma deb ataladi; yuqori birikma paytida sayyora Quyoshning orqasida, ya'ni. Quyosh sayyora va Yer o'rtasida joylashgan. Tashqi sayyoralar - orbitalari Yer orbitasidan tashqarida joylashgan sayyoralar. Tashqi sayyoralar yulduzlar fonida xuddi Quyoshdan mustaqil ravishda harakatlanadi. Ular osmonning Quyoshdan qarama-qarshi mintaqasida bo'lganlarida ilmoqlarni tasvirlaydilar. Tashqi sayyoralar faqat yuqori birikmalarga ega. Yer Quyosh va tashqi sayyora o'rtasida bo'lgan hollarda, qarama-qarshilik deb ataladigan narsa yuzaga keladi.
Yer va Mars bir-biriga eng yaqin bo'lgan vaqtda Marsning qarama-qarshiligi katta qarama-qarshilik deb ataladi. Katta qarama-qarshiliklar 15-17 yildan keyin takrorlanadi.
Quyosh sistemasi sayyoralarining xususiyatlari
Er sayyoralari. Merkuriy, Venera, Yer va Mars Yer sayyoralari deb ataladi. Ular ko'p jihatdan gigant sayyoralardan farq qiladi: hajmi va massasi kichikroq, yuqori zichlik va boshqalar.
Merkuriy - Quyoshga eng yaqin sayyora. U Quyoshga Yerdan 2,5 marta yaqinroq. Yerdagi kuzatuvchi uchun Merkuriy Quyoshdan 28 ° dan ko'p bo'lmagan masofaga uzoqlashadi. Faqat ekstremal pozitsiyalar yaqinida sayyorani kechqurun yoki ertalabki tongda ko'rish mumkin. Yalang'och ko'z bilan Merkuriy yorqin nuqta, ammo kuchli teleskopda u yarim oy yoki to'liq bo'lmagan doira kabi ko'rinadi. Merkuriy atmosfera bilan o'ralgan. Sayyora yuzasida atmosfera bosimi Yer yuzasiga qaraganda taxminan 1000 marta kamroq. Merkuriy yuzasi to'q jigarrang va oyga o'xshaydi, halqa shaklidagi tog'lar va kraterlar bilan qoplangan. Sidereal kun, ya'ni. yulduzlarga nisbatan o'q atrofida aylanish davri bizning kunlarimizning 58,6 ga teng. Merkuriydagi quyosh kuni ikki Merkuriy yili, ya'ni taxminan 176 Yer kuni davom etadi. Merkuriyda kunduz va tunning uzunligi yarim tun va kunduzi mintaqalar o'rtasidagi haroratning keskin farqiga olib keladi. Merkuriyning kunduzgi yarim shari 380 ° C va undan yuqori haroratgacha qiziydi.
Venera - Quyosh tizimidagi Yerga eng yaqin sayyora. Venera deyarli globus bilan bir xil o'lchamda. Sayyora yuzasi doimo bulutlar bilan yashiringan. Veneraning gaz qobig'i 1761 yilda M. V. Lomonosov tomonidan kashf etilgan. Venera atmosferasi bir-biridan keskin farq qiladi kimyoviy tarkibi erdan va nafas olish uchun mutlaqo yaroqsiz. U taxminan 97% karbonat angidriddan, 2% azotdan, 0,1% dan ko'p bo'lmagan kisloroddan iborat. Quyosh kuni 117 Yer kuniga teng. Unda fasl o'zgarishi yo'q. Uning yuzasida harorat +450 ° C ga yaqin, bosim esa 100 atmosfera atrofida. Veneraning aylanish o'qi deyarli orbita qutbi tomon yo'naltirilgan. Veneraning kunlik aylanishi oldinga yo'nalishda emas, balki teskari yo'nalishda sodir bo'ladi, ya'ni. sayyoraning Quyosh atrofidagi orbitasidagi harakatiga qarama-qarshi yo'nalishda.
Mars - Quyosh tizimining to'rtinchi sayyorasi, sayyoralarning oxirgisi quruqlik guruhi. Mars Yerning deyarli yarmini tashkil qiladi. Massasi Yerning massasidan taxminan 10 baravar kam. Uning yuzasida tortishish tezlashishi Yerdagidan 2,6 baravar kam. Marsdagi quyosh kuni 24 soat 37,4 minut, ya'ni. deyarli Yerdagi kabi. Kunduzgi yorug'likning davomiyligi va Quyoshning ufqdan kunduzi balandligi yil davomida taxminan Yerdagi kabi o'zgarib turadi, chunki bu sayyoralar uchun ekvator tekisligining orbital tekislikka deyarli bir xil moyilligi (Mars uchun, taxminan 25) °). Mars qarama-qarshi bo'lganida, u shunchalik yorqinki, uni boshqa yoritgichlardan qizil-to'q sariq rang bilan ajratib olish mumkin. Mars yuzasida ikkita qutb qopqog'i ko'rinadi, biri o'sganda, ikkinchisi qisqaradi. U halqa tog'lar bilan o'ralgan. Sayyora yuzasi tuman bilan qoplangan va bulutlar bilan qoplangan. Marsda kuchli chang bo'ronlari davom etadi, ba'zan bir necha oy davom etadi. Atmosfera bosimi Yerdagi bosimdan 100 baravar kam. Atmosferaning o'zi asosan karbonat angidriddan iborat. Haroratning kunlik o'zgarishi 80-100 ° S ga etadi.
Gigant sayyoralar. Gigant sayyoralarga Quyosh tizimining to'rtta sayyorasi kiradi: Yupiter, Saturn, Uran va Neptun.
Yupiter Quyosh tizimidagi eng katta sayyoradir. U boshqa barcha sayyoralarni birlashtirgandan ikki baravar kattaroqdir. Ammo Yupiterning massasi Quyoshga nisbatan kichik. U diametri bo'yicha Yerdan 11 marta va massasi bo'yicha 300 martadan ortiqroqdir. Yupiter Quyoshdan 5,2 AU masofada chiqariladi. Quyosh atrofida aylanish davri taxminan 12 yil. Yupiterning ekvatorial diametri taxminan 142 ming km. Ushbu gigantning kunlik aylanish burchak tezligi Yernikidan 2,5 baravar yuqori. Yupiterning ekvatorda aylanish davri 9 soat 50 minut.
Yupiterning tuzilishi, kimyoviy tarkibi va er yuzasidagi fizik sharoitlari bo'yicha Yer va quruqlikdagi sayyoralar bilan hech qanday umumiylik yo'q. Yupiterning yuzasi qattiq yoki suyuq ekanligi noma'lum. Teleskop orqali siz bulutlarning o'zgaruvchan yorug'lik va quyuq chiziqlarini kuzatishingiz mumkin. Bu bulutlarning tashqi qatlami muzlatilgan ammiak zarralaridan iborat. Bulut ustidagi qatlamlarning harorati -145 ° C atrofida. Bulutlar ustida Yupiter atmosferasi vodorod va geliydan iborat ko'rinadi. Yupiterning gaz qobig'ining qalinligi nihoyatda katta va Yupiterning o'rtacha zichligi, aksincha, juda kichik (1260 dan 1400 kg / m3 gacha), bu Yerning o'rtacha zichligining atigi 24% ni tashkil qiladi.
Yupiterning 14 ta yo'ldoshi bor, o'n uchinchisi 1974 yilda, o'n to'rtinchisi 1979 yilda kashf etilgan. Ular sayyora atrofida elliptik orbitalarda harakat qilishadi. Ulardan ikkitasi o'zining kattaligi bilan ajralib turadi: Kallisto va Quyosh tizimidagi eng katta yo'ldosh Ganymede.
Saturn ikkinchi eng katta sayyoradir. U Quyoshdan Yupiterdan ikki baravar uzoqda joylashgan. Uning ekvatorial diametri 120 ming km. Saturnning massasi Yupiterning yarmiga teng. Saturn atmosferasida xuddi Yupiterdagi kabi oz miqdorda metan gazi topilgan. Saturnning ko'rinadigan tomonidagi harorat metanning muzlash nuqtasiga (-184 ° C) yaqin, uning qattiq zarralari, ehtimol, bu sayyoraning bulutli qatlamini tashkil qiladi. Eksenel aylanish davri 10 soat. 14 min. Tez aylanib, Saturn tekislangan shaklga ega bo'ldi. Yassi halqalar tizimi sayyorani ekvator atrofida o'rab oladi va uning yuzasiga hech qachon tegmaydi. Halqalarda tor yoriqlar bilan ajratilgan uchta zona mavjud. Ichki halqa juda aniq va o'rta halqa eng yorqin. Saturn halqalari bir xil tekislikda joylashgan ulkan sayyoraning kichik sun'iy yo'ldoshlari massasi. Halqalar tekisligi orbital tekislikka doimiy moyillikka ega, taxminan 27 ° ga teng. Saturn halqalarining qalinligi taxminan 3 km, tashqi chetidagi diametri esa 275 ming km. Saturnning Quyosh atrofida aylanish davri 29,5 yil.
Saturnda 15 ta sun'iy yo'ldosh mavjud bo'lib, o'ninchisi 1966 yilda, oxirgi uchtasi 1980 yilda Amerika avtomati tomonidan kashf etilgan. kosmik kema Voyager 1. Ulardan eng kattasi Titan.
Uran Quyosh tizimidagi eng eksantrik sayyoradir. Uning boshqa sayyoralardan farqi shundaki, u xuddi yon tomonida yotgandek aylanadi: ekvator tekisligi orbita tekisligiga deyarli perpendikulyar. Aylanish o'qining orbital tekislikka moyilligi 90 ° dan 8 ° kattaroqdir, shuning uchun sayyoraning aylanish yo'nalishi teskari bo'ladi. Uranning yo'ldoshlari ham teskari yo'nalishda harakat qiladi.
Uran 1781 yilda ingliz olimi Uilyam Gerschel tomonidan kashf etilgan. U Quyoshdan Saturnga qaraganda ikki baravar uzoqda joylashgan. Uran atmosferasida vodorod, geliy va ozgina metan aralashmasi topilgan. Er yuzasiga yaqin quyosh ostidagi nuqtada harorat 205-220 ° S ni tashkil qiladi. Ekvatorda o'q atrofida aylanish davri 10 soat 49 minut. Uran aylanish o'qining g'ayrioddiy joylashuvi tufayli u erda Quyosh ufqdan deyarli zenitgacha, hatto qutblarda ham baland ko'tariladi. Qutblarda kun va qutb kechasi 42 yil davom etadi.
Neptun - o'zining jozibasi kuchi bilan o'zini namoyon qildi. Uning joylashuvi birinchi marta hisoblab chiqilgan, shundan so'ng nemis astronomi Iogann Halle uni 1846 yilda kashf etgan. Quyoshdan o'rtacha masofa 30 AB. Orbital davri 164 yil 280 kun. Neptun butunlay bulutlar bilan qoplangan. Neptun atmosferasida metan bilan aralashtirilgan vodorod bor, deb taxmin qilinadi va Neptun yuzasi asosan suvdan iborat. Neptunning ikkita sun'iy yo'ldoshi bor, ulardan eng kattasi Triton.
Pluton, Quyoshdan eng uzoqda joylashgan, ketma-ket to'qqizinchi sayyora, 1930 yilda Louell munajjimlik rasadxonasida (Arizona, AQSh) Klayd Tombaugh tomonidan kashf etilgan.
Pluton o'n beshinchi kattalikdagi nuqta ob'ektiga o'xshaydi, ya'ni. u ko'rish chegarasida joylashgan yulduzlarga qaraganda 4 ming marta zaifroq yalang'och ko'z. Pluton juda sekin, yiliga atigi 1,5° (4,7 km/s), ekliptika tekisligiga katta moyillik (17°) bo'lgan va juda cho'zilgan orbitada harakat qiladi: perigelionda u Quyoshga ko'proq yaqinlashadi. qisqa masofa, Neptun orbitasiga qaraganda va afelionda u 3 milliard km uzoqroqqa siljiydi. Plutonning Quyoshdan o'rtacha masofasida (5,9 milliard km) bizning bu sayyoradan kunduzgi yulduzimiz diskka o'xshamaydi, balki porlash nuqtasiga o'xshaydi va Yerdagidan 1560 marta kamroq yorug'lik beradi. Va shuning uchun Plutonni o'rganish juda qiyin bo'lishi ajablanarli emas: biz bu haqda deyarli hech narsa bilmaymiz.
Pluton Yerning massasidan 0,18 baravar katta va Yer diametrining yarmiga teng. Quyosh atrofida aylanish davri o'rtacha 247,7 yil. Eksenel kundalik aylanish davri 6 kun 9 soat.
Quyosh quyosh tizimining markazidir. Uning energiyasi juda katta. Hatto Yerga tushadigan arzimas qism ham juda katta. Yer Quyoshdan dunyodagi barcha elektr stansiyalari to‘liq quvvat bilan ishlaganda oladiganidan o‘n minglab marta ko‘proq energiya oladi.
Erdan Quyoshgacha bo'lgan masofa uning diametridan 107 marta katta, bu esa o'z navbatida Yernikidan 109 marta katta va taxminan 1,392 ming km. Quyoshning massasi Yerning massasidan 333 ming marta, hajmi esa 1 million 304 ming marta. Quyoshning ichida materiya ustki qatlamlarning bosimi bilan juda siqilgan va qo'rg'oshindan o'n baravar zichroq, ammo Quyoshning tashqi qatlamlari Yer yuzasidagi havodan yuzlab marta kam uchraydi. Quyosh chuqurligidagi gaz bosimi Yer yuzasidagi havo bosimidan yuzlab milliard marta katta. Quyoshdagi barcha moddalar gazsimon holatda. Deyarli barcha atomlar elektronlarini butunlay yo'qotib, "yalang'och" atom yadrolariga aylanadi. Erkin elektronlar atomlardan ajralib, gazning ajralmas qismiga aylanadi. Bu gaz plazma deb ataladi. Plazma zarralari juda katta tezlikda - sekundiga yuzlab va minglab kilometrlarda harakatlanadi. Quyoshdan tuganmas energiya manbai bo'lgan Quyoshda yadro reaktsiyalari doimo sodir bo'ladi.
Quyosh ham xuddi shu narsadan iborat kimyoviy elementlar, Yer kabi, lekin Quyoshda Yerdagiga qaraganda beqiyos ko'proq vodorod bor. Quyosh vodorod yadro yoqilg'isi zahiralarining yarmini ham ishlatmagan. Quyosh tubidagi barcha vodorod geliyga aylanmaguncha u ko'p milliard yillar davomida porlaydi.
Quyoshdan bizga etib kelgan radio emissiya Quyosh toji deb ataladigan narsadan kelib chiqadi. Quyosh toji bir necha quyosh radiusi masofasiga cho'ziladi, u Mars va Yer orbitalariga etib boradi. Shunday qilib, Yer quyosh tojiga botiriladi.
Vaqti-vaqti bilan quyosh atmosferasi faol hududlar paydo bo'ladi, ularning soni muntazam ravishda o'zgarib turadi, tsikli o'rtacha 11 yil.
Oy Yerning sun'iy yo'ldoshi bo'lib, diametri Yerdan 4 marta kichikroq. Oyning orbitasi ellips bo'lib, uning markazlaridan birida Yer joylashgan. Oy va Yer markazlari orasidagi oʻrtacha masofa 384400 km. Oy orbitasi Yer orbitasiga 5°9' qiyshaygan. Oyning o'rtacha burchak tezligi 13 °, kuniga 176. Oy ekvatorining ekliptikaga moyilligi 1°32,3'. Oyning o'z o'qi atrofida aylanish vaqti Yer atrofida aylanish vaqtiga teng bo'lib, buning natijasida Oy doimo Yerga bir tomoni bilan qaraydi. Oyning harakati notekis: uning ko'rinadigan yo'lining ba'zi qismlarida u tezroq, boshqalarida esa sekinroq harakat qiladi. Uning orbital harakati davomida Oyning Yerga masofasi 356 dan 406 ming km gacha o'zgarib turadi. Orbitadagi notekis harakat, bir tomondan, Yerning Oyga ta'siri, ikkinchi tomondan, Quyoshning kuchli tortishish kuchi bilan bog'liq. Va agar siz uning harakati Venera, Mars, Yupiter va Saturn tomonidan ta'sirlangan deb hisoblasangiz, unda nima uchun Oy doimiy ravishda, ma'lum chegaralar ichida o'zi aylanadigan ellips shaklini o'zgartirishi aniq. Oy elliptik orbitaga ega bo'lganligi sababli u Yerga yaqinlashadi yoki undan uzoqlashadi. Oy orbitasining Yerga eng yaqin nuqtasi perigey, eng uzoq nuqtasi esa apogey deb ataladi.
Oy orbitasi ekliptika tekisligini ikkita qarama-qarshi diametrli nuqtada kesib o'tadi, ular oy tugunlari deb ataladi. Ko'tarilgan (Shimoliy) tugun ekliptika tekisligini kesib, janubdan shimolga, tushuvchi (Janubiy) tugun esa shimoldan janubga o'tadi. Oy tugunlari doimiy ravishda ekliptika bo'ylab zodiacal burjlar yo'nalishiga qarama-qarshi yo'nalishda harakat qiladi. Oy tugunlarining ekliptika bo'ylab aylanish davri 18 yil 7 oyni tashkil qiladi.
Oyning Yer atrofida aylanishining to'rtta davri mavjud:
a) yulduz yoki yulduz oy - Oyning yulduzlarga nisbatan Yer atrofida aylanish davri, u 27,3217 kun, ya'ni. 27 kun 7 soat 43 daqiqa;
b) oy, yoki sinodik oy - Quyoshga nisbatan Oyning Yer atrofida aylanish davri, ya'ni. ikkita yangi oy yoki to'lin oy orasidagi interval o'rtacha 29,5306 kun, ya'ni. 29 kun 12 soat 44 daqiqa. Uning davomiyligi Yer va Oyning notekis harakati tufayli doimiy emas va 29,25 dan 29,83 kungacha;
c) drakonik oy - Oyning o'z orbitasining bir xil tugunidan ketma-ket ikki marta o'tishi orasidagi vaqt davri, bu o'rtacha 27,21 kun;
d) anomalistik oy - Oyning perigey bo'ylab ketma-ket ikki o'tishi orasidagi vaqt oralig'i, o'rtacha 27,55 kun.
Oy Yer atrofida harakat qilganda, Oyning Quyosh tomonidan yoritilishi shartlari o'zgaradi, oy fazalarining o'zgarishi deb ataladigan narsa sodir bo'ladi. Oyning asosiy fazalari - yangi oy, birinchi chorak, to'lin oy va oxirgi chorak. Oy diskidagi yarim sharning bizga qaragan yoritilgan qismini yoritilmagan qismidan ajratib turuvchi chiziq terminator deb ataladi. Sinodik qamariy oyning yulduz oyiga nisbatan ko'pligi sababli, Oy har kuni taxminan 52 daqiqadan keyin ko'tariladi, oy chiqishi va botishi kunning turli soatlarida sodir bo'ladi va bir xil fazalar 2013 yilda sodir bo'ladi. turli nuqtalar Zodiakning barcha belgilarida o'z navbatida oy orbitasi.
Oy va quyosh tutilishi. Oy va quyosh tutilishi Quyosh va Oy tugunlari yaqinida bo'lganda sodir bo'ladi. Tutilish paytida Quyosh, Oy va Yer deyarli bir xil to'g'ri chiziqda joylashgan.
Quyosh tutilishi Oy Yer va Quyosh o'rtasidan o'tganda sodir bo'ladi. Bu vaqtda Oy o'zining yoritilmagan tomoni bilan Yerga qaraydi, ya'ni quyosh tutilishi faqat yangi oy paytida sodir bo'ladi (3.7-rasm). Oy va Quyoshning ko'rinadigan o'lchamlari deyarli bir xil, shuning uchun Oy Quyoshni qoplashi mumkin.

7-rasm. Quyosh tutilishi diagrammasi

Quyosh va Oyning Yerdan masofalari doimiy bo'lib qolmaydi, chunki Yer va Oyning orbitalari doiralar emas, balki ellipslardir. Shuning uchun, agar quyosh tutilishi paytida Oy Yerdan eng kichik masofada bo'lsa, unda Oy Quyoshni to'liq qoplaydi. Bunday tutilish umumiy deb ataladi. Quyosh tutilishining umumiy fazasi 7 daqiqa 40 soniyadan oshmaydi.
Agar tutilish paytida Oy Yerdan eng katta masofada joylashgan bo'lsa, u bir oz kichikroq ko'rinadigan o'lchamga ega va Quyoshni to'liq qoplamaydi; bunday tutilish halqali deb ataladi. Agar Quyosh va Oy yangi oyning tugunida bo'lsa, tutilish to'liq yoki aylana shaklida bo'ladi. Agar yangi oy paydo bo'lgan paytda Quyosh tugundan ma'lum masofada joylashgan bo'lsa, unda oy va quyosh disklarining markazlari bir-biriga to'g'ri kelmaydi va Oy Quyoshni qisman qoplaydi, bunday tutilish qisman deb ataladi. Har yili kamida ikkita quyosh tutilishi sodir bo'ladi. Bir yil davomida tutilishlarning maksimal mumkin bo'lgan soni - beshta. Quyosh tutilishi paytida Oyning soyasi butun Yerga tushmasligi sababli, ma'lum bir hududda quyosh tutilishi kuzatiladi. Bu hodisaning noyobligini tushuntiradi.
Oy tutilishi Yer Oy va Quyosh o'rtasida bo'lgan to'lin oyda sodir bo'ladi (8-rasm). Yerning diametri Oyning diametridan to'rt baravar ko'p, shuning uchun Yerdan keladigan soya Oyning 2,5 barobariga, ya'ni. Oy butunlay yer soyasiga botishi mumkin. Oyning umumiy tutilishining eng uzoq davom etishi 1 soat 40 minut.

8-rasm. Oy tutilishi diagrammasi

Oy tutilishi Oy hozirda ufqdan yuqorida joylashgan yarim sharda ko'rinadi. Yil davomida bir yoki ikkita narsa sodir bo'ladi. oy tutilishi, ba'zi yillarda umuman bo'lmasligi mumkin, ba'zan esa yiliga uchta oy tutilishi bo'ladi. Oy orbitasining tugunidan qanchalik uzoqda to'lin oy paydo bo'lishiga qarab, Oy Yer soyasiga ko'proq yoki kamroq botiriladi. Oyning toʻliq va qisman tutilishi ham mavjud.
Har bir aniq tutilish 18 yil, 11 kun, 8 soatdan keyin takrorlanadi. Bu davr Saros deb ataladi. Saros davrida 70 ta tutilish sodir bo'ladi: 43 ta quyosh, ulardan 15 tasi qisman, 15 tasi halqali va 13 tasi jami; 28 oy, shundan 15 tasi qisman va 13 tasi toʻliq. Sarosdan keyin har bir tutilish avvalgisidan taxminan 8 soat keyin takrorlanadi.