Welche Naturphänomene sind charakteristisch für den Winter. Winterphänomene in der Natur. Winterereignisse: Schneesturm

Ende des 16. Jahrhunderts. Der dänische Astronom I. Kepler, der die Bewegung der Planeten untersuchte, entdeckte drei Gesetze ihrer Bewegung. Basierend auf diesen Gesetzen leitete I. Newton eine Formel für das Gesetz der universellen Gravitation ab. Später löste I. Newton mit Hilfe der Gesetze der Mechanik das Problem zweier Körper - er leitete die Gesetze ab, nach denen sich ein Körper im Gravitationsfeld eines anderen Körpers bewegt. Er erhielt drei verallgemeinerte Gesetze von Kepler.

Keplers erstes Gesetz

Unter dem Einfluss der Schwerkraft bewegt sich ein Himmelskörper im Gravitationsfeld eines anderen Himmelskörper entlang eines der Kegelschnitte - eines Kreises, einer Ellipse, einer Parabel oder einer Hyperbel.

Die Planeten bewegen sich auf einer Ellipsenbahn um die Sonne (Abb. 15.6). Der Punkt in der Umlaufbahn, der der Sonne am nächsten ist, wird genannt Perihel, am weitesten entfernt Aphel. Die Linie, die einen beliebigen Punkt der Ellipse mit dem Fokus verbindet, wird aufgerufen Radius-Vektor

Das Verhältnis des Abstands zwischen Brennpunkten zur Hauptachse (größter Durchmesser) wird genannt Exzentrizität e. Die Ellipse ist umso länglicher, je größer ihre Exzentrizität ist. Die große Halbachse der Ellipse a ist die durchschnittliche Entfernung des Planeten von der Sonne.

Kometen und Asteroiden bewegen sich auf elliptischen Bahnen. Ein Kreis hat e = 0, eine Ellipse hat 0< е < 1, у параболы е = 1, у гиперболы е > 1.

Die Bewegung natürlicher und künstlicher Satelliten um die Planeten, die Bewegung eines Sterns um einen anderen in einem Doppelsternsystem gehorchen ebenfalls diesem ersten verallgemeinerten Keplerschen Gesetz.

Keplers zweites Gesetz

Jeder Planet bewegt sich so, dass der Radiusvektor des Planeten in gleichen Zeiträumen gleiche Flächen überstreicht.

Der Planet bewegt sich gleichzeitig von Punkt A nach A" und von B nach B".

Mit anderen Worten, der Planet bewegt sich am schnellsten am Perihel und am langsamsten, wenn er am weitesten entfernt ist (am Aphel). Somit bestimmt Keplers zweites Gesetz die Geschwindigkeit des Planeten. Sie ist umso größer, je näher der Planet der Sonne steht. Somit beträgt die Geschwindigkeit des Halleyschen Kometen am Perihel 55 km/s und am Aphel 0,9 km/s.

Keplers drittes Gesetz

Die dritte Potenz der großen Halbachse der Umlaufbahn des Körpers, dividiert durch das Quadrat der Umlaufdauer und der Summe der Massen der Körper, ist ein konstanter Wert.

Wenn T die Umlaufzeit eines Körpers um einen anderen Körper in mittlerem Abstand ist A dann wird Keplers drittes verallgemeinertes Gesetz geschrieben als

a 3 / [T 2 (M 1 + M 2)] \u003d G / 4π 2

wobei M 1 und M 2 die Massen der beiden angezogenen Körper und G die Gravitationskonstante sind. Für Sonnensystem die Masse der Sonne ist die Masse jedes Planeten, und dann

Die rechte Seite der Gleichung ist eine Konstante für alle Körper im Sonnensystem, was das dritte Keplersche Gesetz behauptet, das der Wissenschaftler aus Beobachtungen gewonnen hat.

Keplers drittes verallgemeinertes Gesetz ermöglicht es, die Massen von Planeten aus der Bewegung ihrer Satelliten und den Massen zu bestimmen Doppelsterne- durch die Elemente ihrer Bahnen.

Die Bewegung von Planeten und anderen Himmelskörpern um die Sonne unter dem Einfluss der Schwerkraft erfolgt nach den drei Gesetzen von Kepler. Diese Gesetze ermöglichen es, die Positionen der Planeten zu berechnen und ihre Massen aus der Bewegung der Satelliten um sie herum zu bestimmen.

Astronomie. Klasse 11 - Auszüge aus dem Lehrbuch "Physik-11" (Myakishev, Bukhovtsev, Charugin) - Physik im Klassenzimmer

Schale aus dem Rogozen-Schatz

Umlaufbahn des Mondes

Es gibt einen Satz im Video Periode Mondrevolution - die Periode der Mondrevolution . Dies ist eine vollständige Umdrehung (Umdrehung des Mondes), die 27,3 Erdtage oder die sogenannte ist siderischer Monat.
Vergleichen Sie Mondrevolution und Menstruationszyklus.
Vollmond und Eisprung an Tag 12-14. Daher die Frau Yin-Moon ("revolutionär").

RETROGRADE PLANETEN

Alle Planeten in unserem Sonnensystem sind in einer bestimmten Reihenfolge angeordnet und haben einen bestimmten Abstand von der Sonne. Wenn wir die Position der Planeten von der Erde aus beobachten, können wir das regelmäßig feststellen Sie scheinen anzuhalten und sich dann in ihrer Umlaufbahn rückwärts zu bewegen. Tatsächlich bewegen sich die Planeten natürlich nicht rückwärts. Es ist nur so, dass unsere Erde diesen oder jenen Planeten auf ihrer Umlaufbahn "überholt". So scheint es einem Beobachter von der Erde, dass der Nachbarplanet begann, sich „rückwärts“ zu bewegen.
Astrologen und Astronomen bemerkten dieses Phänomen vor vielen Jahrhunderten und nannten es "Rückwärtsbewegung" .
Da jeder Planet seinen eigenen Einfluss auf die Erde und dementsprechend auf alles Leben auf der Erde hat, werden jedem der Planeten bestimmte Eigenschaften (Qualitäten) seines Einflusses auf Menschen, Ereignisse und den Ablauf von Prozessen zugeordnet.
Alle Himmelskörper haben eine rückläufige (retrograde) Bewegung, mit Ausnahme der Sonne und des Mondes.

So sieht die scheinbare Bewegung von Merkur und Venus aus

Scheinbare Bewegung von Mars, Jupiter, Saturn und Uranus

So würden Sie es sehen, wenn Sie in der Sonne wären.

Rückläufige Bewegung des Merkur.

Rückläufige Bewegung des Mars.

So bewegt sich der Mars relativ zur Erde. Wo die Farbe von einer zur anderen übergeht, macht der Planet eine Schleife, das passiert, wenn wir den Mars einholen, und dann beginnt er, hinter der Erde zurückzubleiben.

Im Zentrum steht der Beobachter - Wir Menschen sind Bewohner des Planeten Erde.

Daher kommen diese "Scheibenplatten" in der Abbildung - das sind die Umlaufbahnen des Mars!

Wenn Sie an einem Augustabend kurz nach Sonnenuntergang nach Osten blicken, sehen Sie einen sehr hellen rötlichen "Stern". Durch Helligkeit könnte es mit Venus verwechselt werden, aber am Abend ist die Venus nicht im Osten. Das ist der Mars, und er ist so hell, weil es jetzt eine Konfrontation zwischen der Erde und dem Mars gibt, und keine einfache. (2003).
Etwa alle zwei Jahre nähern sich Erde und Mars auf ihren Umlaufbahnen einander an. Solche Annäherungen nennt man Konfrontationen. Wenn die Umlaufbahnen von Erde und Mars kreisförmig wären und genau in derselben Ebene lägen, würden die Konfrontationen streng periodisch stattfinden (etwas mehr als zwei Jahre würden zwischen ihnen vergehen) und Mars würde sich der Erde immer in derselben Entfernung nähern. Dies ist jedoch nicht der Fall. Obwohl die Ebenen der Umlaufbahnen der Planeten ziemlich nahe beieinander liegen und die Umlaufbahn der Erde fast kreisförmig ist, ist die Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars ziemlich groß. Da das Intervall zwischen den Oppositionen weder mit dem Erd- noch mit dem Marsjahr zusammenfällt, erfolgt die maximale Annäherung der Planeten an verschiedenen Punkten ihrer Umlaufbahnen. Wenn Opposition in der Nähe des Aphels auftritt. (από „apo“ - von, von = Negation und Abwesenheit von etwas, ηλιος „helios“ - die Sonne) der Umlaufbahn des Mars (dies geschieht im Winter auf der Nordhalbkugel der Erde), dann der Abstand zwischen den Planeten stellt sich als ziemlich groß heraus - ungefähr 100 Millionen km. Oppositionen in der Nähe des Perihels der Marsumlaufbahn (die im Spätsommer auftreten) sind viel näher. Wenn sich Mars und Erde in einer Entfernung von weniger als 60 Millionen km nähern, werden solche Konfrontationen als groß bezeichnet. Sie treten alle 15 oder 17 Jahre auf und werden seit jeher von Astronomen für intensive Beobachtungen des Roten Planeten genutzt. (Die Geschichte der Marsbeobachtungen ist einer ausführlichen gewidmet.)
Die Konfrontation von 2003 erweist sich jedoch nicht nur als großartig, sondern als das größte Ereignis , wie es sie seit mehreren tausend Jahren nicht mehr gegeben hat!

Schauen wir uns genauer an, was während der Konfrontation passiert.

Per Definition ist Opposition eine solche Konfiguration (gegenseitige Position) der Sonne, der Erde und des Planeten, wenn die ekliptische Breite des Planeten um 180o von der Breite der Sonne abweicht. Es ist klar, dass eine solche Situation nur für die äußeren Planeten möglich ist.
Extern Planeten - Planeten Jupitergruppe, Planeten des Sonnensystems, die außerhalb der Umlaufbahn des Mars kreisen (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto); habe mehrere ähnliche physikalische Eigenschaften. Der Begriff „B. P." manchmal mit dem Begriff "obere Planeten" identifiziert.
Wenn wir den Planeten auf die Ebene der Ekliptik projizieren (und die Erde und die Sonne befinden sich immer in dieser Ebene), dann werden im Moment der Opposition die Mittelpunkte aller drei Körper auf derselben geraden Linie liegen (die Erde zwischen der Sonne und der Planet). Im Moment der Opposition ist die maximale Phase des Mars erreicht, „Vollmars“ setzt ein (dieser Kunstbegriff wurde in Analogie zum Vollmond eingeführt). Der Unterschied zwischen der Marsphase und der Eins-Phase ist nur darauf zurückzuführen, dass sie sich nicht in der Ebene der Ekliptik bewegt.
Da die Umlaufbahnen von Mars und Erde nicht kreisförmig sind und ihre Ebenen nicht zusammenfallen, ist der Moment der Opposition nahe, fällt jedoch nicht mit dem Moment der maximalen Annäherung der Planeten zusammen. Die scheinbare Winkelgröße des Mars ist eindeutig mit der Entfernung zwischen den Planeten verbunden, die bei der größten Annäherung ein Maximum erreicht.
Die Helligkeit (scheinbare Helligkeit) des Mars hängt sowohl von seiner Entfernung von der Erde als auch von seiner Phase ab. Somit wird dieser Moment auch der Opposition nahe sein, aber im allgemeinen Fall wird er weder mit ihr noch mit dem Moment der maximalen Annäherung der Planeten zusammenfallen.
Zwei mehr wichtige Ereignisse- der Durchgang des Mars durch das Perihel seiner Umlaufbahn und der Durchgang der Erde durch den Punkt, der dem Perihel der Marsbahn am nächsten liegt. Die Erde passiert den Punkt, der dem Perihel der Marsbahn am nächsten liegt, immer zur gleichen Jahreszeit - ungefähr am 28. August. Das Wort ungefähr hier entstand aufgrund der Tatsache, dass das Erdjahr kein Vielfaches von Tagen ist, sodass das Datum des Durchgangs dieses Punktes von Jahr zu Jahr innerhalb eines Tages variiert. Im Jahr 2003 wird der Mars am 30. August sein Perihel passieren. Je näher am Perihel der Marsbahn die entgegengesetzten Planeten sind, desto näher kommen sie zusammen und desto größer wird die Opposition sein. Zur Veranschaulichung dient die folgende Abbildung.

Oppositionen des Mars von 1997 bis 2010. Entlang der Umlaufbahn der Erde (innerer Kreis) sind die Monate ihres Durchgangs durch dieses Gebiet angegeben. Auf der Umlaufbahn des Mars (äußerer Kreis) sind die Punkte Perihel (P) und Aphel (A) angedeutet. Auf den Verbindungslinien der Planeten zum Zeitpunkt der Opposition sind das Jahr und die Mindestentfernung zum Mars in astronomischen Einheiten angegeben. (Die Abbildung ist dem Artikel von V.G. Surdin entnommen.) Blick von der Sonne.

planetarische Bewegung

Von der Erde aus sichtbar sind die Bewegungen des Mars in seiner Umlaufbahn. Um am Startpunkt zu sein, muss Mars 7 Kreise - 7 Umlaufbahnen machen, dann nimmt er fast seine ursprüngliche Position ein.

Ein siebenzackiger Stern kann nur mit der gegenseitigen Bewegung von Erde und Mars sein.

So sieht auch die scheinbare Bewegung des Mars von der Erde aus aus. Die Erde steht im Mittelpunkt des Bildes.
Die Zahlen geben die Konjunktions- und Oppositionspunkte des Mars an, in der Mitte ist die Erde blau dargestellt.

Mars-Spur.

Die scheinbare Bahn des Mars relativ zur Erde, gezeichnet mit ptolemäischen Epizykeln und Deferenten. Der kleine gepunktete Kreis ist das Hauptepizykel, der große der Deferent.
Die tatsächliche Bewegung des Mars relativ zur Erde unter der Annahme, dass die Erde stationär ist.

Ein Vergleich dieser Kurve mit der nebenstehenden Abbildung zeigt, wie gut das ptolemäische System die Bewegung der von uns beobachteten Planeten repräsentierte. Der Unterschied zwischen diesen Kurven liegt hauptsächlich darin, dass in der Kurve, die den realen Verhältnissen entspricht, die zweite Schleife kleiner ist als die erste, während nach Ptolemäus alle Schleifen notwendigerweise gleich groß sein müssen.

Erklärung der komplexen scheinbaren Bewegung des "oberen" (äußeren) Planeten nach Kopernikus. Wenn die Erde die Position T1 und die Planetenposition P1 einnimmt, sollte der Planet am Himmel am Punkt P "1 erscheinen. Der Planet bewegt sich langsamer als die Erde; wenn sich die Erde von Position T1 nach T2 bewegt, bewegt sich der Planet ab Punkt P1 zu P2 und wir werden es in Richtung T2-P2 am Punkt des Firmaments P "2 sehen, d. H. Der Planet bewegt sich zwischen den Sternen von rechts nach links in Richtung des Pfeils Nr. I. Wenn die Erde Position T3 einnimmt, dann werden wir den Planeten in Richtung T3-P3 am Himmelspunkt P" 2 sehen, so dass der Planet am Himmelspunkt P "2 sozusagen stehen blieb und dann ging zurück, von links nach rechts, entlang Pfeil Nr. 2. Somit sind das Stehen und die Rückwärtsbewegung des Planeten offensichtliche Phänomene, die aufgrund der Bewegung der Erde im Orbit auftreten.

Scheinbare Bewegung des Mars, Zeitspanne von 15 Jahren.

Im Zentrum des Dreiecks, Erde und Mond, ist dies dasselbe (allsehendes Auge), nur dass sie uns nicht ansehen, sondern wir im Gegenteil unsere Beobachtungen vom Planeten Erde aus durchführen.

Für einen Beobachter von der Erde sieht die Bewegung der Sonne so aus.

Um ihre ursprüngliche Position einzunehmen, muss die Venus Umdrehungen machen - 5 Umlaufbahnen. Bewegung der Venus relativ zur Erde. Der Kreis innerhalb des Pentaeders ist die Ekliptik der Sonne, der Stern und das Fünfeck entstehen durch die gegenseitige Rotation von Erde und Venus relativ zueinander. Graph der Bewegung der Venus relativ zur Erde.

Auch die sichtbare Bewegung der Venus, nur hat sie 5 Blütenblätter, 5 Umlaufbahnen, 5 Strahlen, andere Planeten werden dies nicht zeichnen, ein ähnliches Muster ergibt sich aufgrund der gegenseitigen Bewegung von Sonne-Erde und Venus. Aufgrund unterschiedlicher Entfernungen und Bewegungsgeschwindigkeiten sowie aufgrund der Position des Planeten relativ zur Erde (Grafiken weisen einen erheblichen Unterschied auf).

Ein Diagramm, das die Annäherung und Divergenz der Venus von der Erde zeigt.

Die Verbindung der Pyramiden von Cheops, Khafre und Mykerin, ihrer kleinen Trabanten und der Sphinx mit dem Sonnensystem. Die Sphinx symbolisiert die Sonne im Sternbild Löwe. . Die Pyramide von Cheops entspricht dem Planeten Venus, die Pyramide von Khafre - der Planet Erde, die Pyramide von Menkaure - der Planet Mars und die kleinen Satelliten der Pyramiden - die Satelliten der Planeten.
Mexiko
Und so ist die Pyramide ein Instrument zur Beobachtung von Himmelsobjekten, die Spitze der Pyramide zeigt den höchsten Punkt des beobachteten Objekts über dem Horizont an, im Fall der Venus ist dies die obere Verbindung, sie wird am 15. August auftreten. Und zum Beispiel mit der Sonne, es ist der Zenit am Tag der Sommersonnenwende, es gibt eine Sonnenpyramide in Mexiko, solche Instrumente werden auf der ganzen Welt aufgestellt.

Blick auf den Planeten Venus von der Erde. Bildnachweis: Carol Lakomiak

Beobachtung des Planeten Venus von der Erde aus.

Da die Venus näher an der Sonne liegt als die Erde, scheint sie nie zu weit von ihr entfernt zu sein: Der maximale Winkel zwischen ihr und der Sonne beträgt 47,8°. Aufgrund solcher Eigenschaften der Position am Erdhimmel erreicht die Venus kurz vor Sonnenaufgang oder einige Zeit nach Sonnenuntergang ihre maximale Helligkeit. Innerhalb von 585 Tagen wechseln sich die Perioden ihrer Abend- und Morgensichtbarkeit ab: Zu Beginn der Periode ist die Venus nur morgens sichtbar, dann - nach 263 Tagen kommt sie der Sonne sehr nahe und ihre Helligkeit lässt kein Sehen zu der Planet für 50 Tage; dann kommt die Periode der abendlichen Sichtbarkeit der Venus, die 263 Tage dauert, bis der Planet wieder für 8 Tage verschwindet und sich zwischen Erde und Sonne befindet. Danach wird der Sichtbarkeitswechsel in der gleichen Reihenfolge wiederholt.
Den Planeten Venus zu erkennen ist einfach, denn am Nachthimmel ist er nach Sonne und Mond die hellste Leuchte und erreicht maximal -4,4 Magnituden. Kennzeichen Planet ist seine gleichmäßige weiße Farbe.
Wenn Sie die Venus beobachten, können Sie selbst mit einem kleinen Teleskop sehen, wie sich die Beleuchtung ihrer Scheibe im Laufe der Zeit ändert, d.h. Es tritt eine Phasenänderung auf, die erstmals 1610 von Galileo Galilei beobachtet wurde. Bei der größten Annäherung an unseren Planeten bleibt nur ein kleiner Teil der Venus geweiht und nimmt die Form einer dünnen Sichel an. Die Umlaufbahn der Venus steht zu dieser Zeit in einem Winkel von 3,4° zur Erdbahn, so dass sie in der Regel knapp über oder unter der Sonne in einem Abstand von bis zu achtzehn Sonnendurchmessern vorbeiführt.
Aber manchmal gibt es eine Situation, in der sich der Planet Venus ungefähr auf derselben Linie zwischen Sonne und Erde befindet, und dann können Sie ein äußerst seltenes astronomisches Phänomen sehen - den Durchgang der Venus über die Sonnenscheibe, in dem die Planet hat die Form eines kleinen dunklen "Flecks" mit einem Durchmesser von 1/30 der Sonne.

Dieses Phänomen tritt ungefähr 4 Mal in 243 Jahren auf: Zuerst werden 2 Winterpassagen mit einer Häufigkeit von 8 Jahren beobachtet, dann dauert ein Intervall von 121,5 Jahren, und 2 weitere, diesmal Sommerpassagen, treten mit der gleichen Häufigkeit von 8 Jahren auf. Wintertransite der Venus sind dann erst nach 105,8 Jahren zu beobachten.
Es sollte beachtet werden, dass, wenn die Dauer des 243-Jahres-Zyklus ein relativ konstanter Wert ist, sich die Periodizität zwischen Winter- und Sommerpassagen darin aufgrund kleiner Diskrepanzen in den Perioden der Rückkehr der Planeten zu ihren Verbindungspunkten ändert Umlaufbahnen.
Bis 1518 sah die interne Sequenz der Venuspassagen also wie „8-113,5-121,5“ aus, und bis 546 gab es 8 Passagen, deren Intervalle 121,5 Jahre betrugen. Die aktuelle Sequenz wird bis 2846 fortgesetzt, danach wird sie durch eine andere ersetzt: "105,5-129,5-8".
Der letzte Transit des Planeten Venus, der 6 Stunden dauerte, wurde am 8. Juni 2004 beobachtet, der nächste findet am 6. Juni 2012 statt. Dann gibt es eine Pause, deren Ende erst im Dezember 2117 sein wird.

Die Bewegung der Sonne und der Planeten in der Himmelssphäre.

Die Bewegungen der Sonne und der Planeten in der Himmelssphäre spiegeln nur ihre sichtbaren Bewegungen wider, dh Bewegungen, die einem irdischen Beobachter erscheinen. Außerdem sind alle Bewegungen der Gestirne in der Himmelskugel nicht mit der täglichen Rotation der Erde verbunden, da diese durch die Rotation der Himmelskugel selbst reproduziert wird.
Die Sonne bewegt sich fast gleichmäßig (fast - aufgrund der Exzentrizität der Erdbahn) entlang eines großen Kreises der Himmelskugel, der als Ekliptik bezeichnet wird, von West nach Ost (dh in die der Rotation der Himmelskugel entgegengesetzte Richtung). , eine komplette Revolution in einem tropischen Jahr machend.

Änderung der äquatorialen Koordinaten der Sonne

Wenn die Sonne an einem Punkt steht Frühlings-Tagundnachtgleiche, seine Rektaszension und Deklination sind Null. Jeden Tag nehmen Rektaszension und Deklination der Sonne zu, und zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende wird die Rektaszension gleich 90 ° (6h) und die Deklination erreicht einen Maximalwert von +23 ° 26 ". Weiter rechts Aufstieg nimmt weiter zu, und die Deklination nimmt ab, und an dem Punkt Herbst-Tagundnachtgleiche sie nehmen die Werte 180° (12h) bzw. 0° an. Danach nimmt die Rektaszension weiter zu und wird zur Wintersonnenwende gleich 270 ° (18 Uhr), und die Deklination erreicht einen Mindestwert von –23 ° 26 ", wonach sie wieder zuzunehmen beginnt.

Obere und untere Planeten

Abhängig von der Art der Bewegung in der Himmelssphäre werden die Planeten in zwei Gruppen eingeteilt: untere (Merkur, Venus) und obere (alle anderen Planeten außer der Erde). Dies ist eine historisch erhaltene Teilung; Es werden auch modernere Begriffe verwendet - interne und externe (in Bezug auf die Erdumlaufbahn) Planeten.
Während der scheinbaren Bewegung der niederen Planeten erfahren sie einen Phasenwechsel, wie der Mond. Bei der sichtbaren Bewegung der oberen Planeten ändern sich ihre Phasen nicht, sie sind mit ihrer leuchtenden Seite immer dem irdischen Beobachter zugewandt. Befindet sich ein Beobachter, z. B. AMS, beispielsweise nicht auf der Erde, sondern jenseits der Saturnbahn, so kann er neben dem Phasenwechsel bei Merkur und Venus auch den Phasenwechsel bei der Erde beobachten, Mars, Jupiter und Saturn.

Bewegung der niederen Planeten

Bei ihrer Bewegung in der Himmelssphäre entfernen sich Merkur und Venus nie weit von der Sonne (Merkur - nicht weiter als 18 ° - 28 °; Venus - nicht weiter als 45 ° - 48 °) und können sich entweder östlich oder westlich davon befinden. Der Moment der größten Winkelentfernung des Planeten östlich der Sonne wird als östliche oder abendliche Elongation bezeichnet; nach Westen - durch westliche oder morgendliche Dehnung.
Bei östlicher Elongation ist der Planet kurz nach Sonnenuntergang im Westen sichtbar. Der Planet bewegt sich von Osten nach Westen, dh rückwärts, und nähert sich der Sonne zunächst langsam und dann schneller, bis er sich in ihren Strahlen verbirgt. Dieser Moment wird als untere Konjunktion bezeichnet (der Planet bewegt sich zwischen Erde und Sonne). Nach einiger Zeit wird er kurz vor Sonnenaufgang im Osten sichtbar. Es setzt seine Rückwärtsbewegung fort, erreicht die westliche Verlängerung, hält an und beginnt, sich von West nach Ost zu bewegen, dh in einer direkten Bewegung, um die Sonne einzuholen. Nachdem sie ihn eingeholt hat, wird sie wieder unsichtbar - die obere Verbindung kommt (in diesem Moment befindet sich die Sonne zwischen der Erde und dem Planeten). Der Planet setzt die direkte Bewegung fort, erreicht wieder die östliche Verlängerung, hält an und beginnt sich rückwärts zu bewegen - der Zyklus wiederholt sich

Bewegung der oberen Planeten

Die oberen Planeten wechseln sich auch mit Vorwärts- und Rückwärtsbewegung ab. Wenn der obere Planet kurz nach Sonnenuntergang im Westen sichtbar ist, bewegt er sich in der Himmelskugel in einer direkten Bewegung, also in die gleiche Richtung wie die Sonne. Die Geschwindigkeit des oberen Planeten in der Himmelssphäre ist jedoch immer geringer als die der Sonne, sodass es einen Moment gibt, in dem er den Planeten einholt - der Planet ist mit der Sonne verbunden (letztere befindet sich zwischen der Erde und dem Planet). Nachdem die Sonne den Planeten überholt hat, wird sie vor Sonnenaufgang im Osten sichtbar. Die Geschwindigkeit der direkten Bewegung nimmt allmählich ab, der Planet stoppt und beginnt sich zwischen den Sternen von Ost nach West zu bewegen, dh Rückwärtsbewegung. In der Mitte des Bogens seiner Rückwärtsbewegung befindet sich der Planet an einem Punkt in der Himmelskugel, der dem momentanen Sonnenstand gegenüberliegt. Diese Position wird als Opposition bezeichnet (die Erde befindet sich zwischen der Sonne und dem Planeten). Nach einiger Zeit hält der Planet wieder an und ändert seine Bewegungsrichtung in eine gerade Linie - und der Zyklus wiederholt sich.

Die Position des Planeten 90° östlich der Sonne wird als östliche Quadratur bezeichnet, und 90° westlich als westliche Quadratur.

(1) - Sommersonnenwende am 21. Juni (2) - 16. August (3) - Tagundnachtgleiche am 23. September (4) - Wintersonnenwende 21. Dezember.

Kornkreis

− rechtwinklige Koordinaten des Punktes P

− sphärische Koordinaten des Punktes P

Horizontales Koordinatensystem

• Beim Konstruieren eines Himmelskoordinatensystems auf der Himmelskugel werden ein großer Kreis (der Hauptkreis des Koordinatensystems) und zwei diametral gegenüberliegende Punkte auf einer Achse senkrecht zur Ebene dieses Kreises (die Pole des Koordinatensystems) ausgewählt.

• Der wahre Horizont wird als Hauptkreis des horizontalen Koordinatensystems angenommen, Zenith (Z) und Nadir (Z 1) dienen als Pole, durch die große Halbkreise gezogen werden, Höhenkreise oder Vertikale genannt.

göttlicher Körper

Wahrer Horizont

Vertikale

• Die momentane Position des Sterns M relativ zum Horizont und zum Himmelsmeridian wird durch zwei Koordinaten bestimmt: Höhe (h) und Azimut (A), die als horizontal bezeichnet werden.

Zenith-Distanz

0° ≤ h ≤ 90°

0° ≤ A ≤ 360°

• Die südliche Hälfte des Himmelsmeridians (ZSZ 1) ist die anfängliche Vertikale, und die Höhenkreise ZEZ 1 und ZWZ 1, die durch die Ost-O- und West-W-Punkte verlaufen, werden als erste Vertikale bezeichnet.
• Kleine Kreise (ab, cd) parallel zur Ebene des wahren Horizonts werden Kreise gleicher Höhe oder Almucantars genannt.

• Tagsüber ändern sich Azimut und Höhe der Leuchten ständig.
• Daher ist das horizontale Koordinatensystem für die Erstellung von Sternkarten und Katalogen ungeeignet.
• Dazu wird ein System benötigt, bei dem die Drehung der Himmelskugel die Werte der Koordinaten der Gestirne nicht beeinflusst.

Äquatoriales Koordinatensystem

• Für die Invarianz von Kugelkoordinaten ist es erforderlich, dass sich das Koordinatengitter mit der Himmelskugel dreht.
• Diese Bedingung wird durch das äquatoriale Koordinatensystem erfüllt.

• Die Hauptebene in diesem System ist der Himmelsäquator, und die Pole sind der Norden und Südpole Frieden.

Nordpol der Welt

Himmelsäquator

Südpol des Friedens

• Durch die Pole werden große Halbkreise gezogen, die als Deklinationskreise bezeichnet werden, und parallel zur Ebene des Äquators befinden sich Himmelsparallelen.

Himmlische Parallele

Deklinationskreis

• Die Position der Leuchte im äquatorialen Koordinatensystem wird entlang des Deklinationskreises (Deklination) und entlang des Himmelsäquators (Rektaszension) gemessen. Der Bezugspunkt der Koordinate ist das Frühlingsäquinoktium.

Ekliptik

Nordpol

Ekliptik

Stimmung

Ekliptik

Paradiesisch

Südpol

Ekliptik

Federpunkt

Äquinoktien

• Der Deklinationskreis, der durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche verläuft, wird Äquinoktium-Kolure genannt. Rektaszension ist der Winkel am Himmelspol zwischen der Farbe der Tagundnachtgleiche und dem Deklinationskreis, der durch die Leuchte verläuft. Die Deklination ist der Winkelabstand eines Sterns vom Himmelsäquator.

Deklinationskreis

Tagundnachtgleiche

Deklination

Paradiesisch

Rektaszension

Federpunkt

Äquinoktien

• Das Frühlingsäquinoktium liegt im Sternbild Fische und dient als Ausgangspunkt, von dem aus die Rektaszensionskoordinate gegen den Uhrzeigersinn gezählt wird, was üblicherweise mit dem Buchstaben bezeichnet wird α . Diese Koordinate entspricht dem Längengrad in geografischen Koordinaten.
• In der Astronomie wird die Rektaszension in Stunden gemessen, nicht in Grad. In diesem Fall wird angenommen, dass der Vollkreis 24 Stunden beträgt.
• Die zweite Koordinate der Leuchte δ – Deklination - ist ein Analogon zum Breitengrad, es wird in Grad gemessen. Somit hat der Stern Altair (α Eagle) die Koordinaten α = 19h48m18s, Deklination δ = +8°44".
• Die gemessenen Koordinaten der Sterne werden in Katalogen gespeichert, sie werden verwendet, um Sternkarten zu erstellen, die Astronomen bei der Suche nach den richtigen Sternen verwenden.

• In einer dunklen Nacht können wir etwa 2500 Sterne am Himmel sehen (unter Berücksichtigung der unsichtbaren Hemisphäre 5000), die sich in Helligkeit und Farbe unterscheiden. Es scheint, dass sie an der Himmelskugel befestigt sind und zusammen mit ihr um die Erde kreisen. Um zwischen ihnen zu navigieren, wurde der Himmel in 88 Sternbilder unterteilt.
• Im II Jahrhundert. BC e. Hipparchos teilte die Sterne nach ihrer Helligkeit in Magnituden ein, die hellsten ordnete er den Sternen der ersten Magnitude zu (1 M ), und das schwächste, mit bloßem Auge kaum sichtbar, zu 6 M .
• In der Konstellation werden die Sterne mit griechischen Buchstaben bezeichnet, einige der hellsten Sterne haben eigene Namen. Also, der Nordstern - Ursa Minor hat einen Glanz 2 M. Der hellste Stern am Nordhimmel, Wega - Lyra, hat eine Helligkeit von ca 0 M .

• Derzeit verwenden Astronomen verschiedene Himmelskoordinatensysteme, um zwischen den Sternen zu navigieren. Einer von ihnen - äquatoriales Koordinatensystem (Abb. 1). Es basiert auf Himmelsäquator ist die Projektion des Erdäquators auf die Himmelskugel.
• Ekliptik Und Äquator schneiden sich an zwei Punkten: Feder ( γ ) und Herbst ( Ὠ ) Äquinoktien.

Scheinbare Bewegung der Planeten

• waren in der Antike bekannt 5 ähnlich wie Sterne, aber hellere Leuchten, die, obwohl sie an der täglichen Rotation des Himmels teilnehmen, auch unabhängige sichtbare Bewegungen machen. Die alten Griechen nannten solche Koryphäen Planeten(im Griechischen bedeutet „Planet“ „Wandern“).
• Mit bloßem Auge sieht man 5 wandernde Koryphäen (Planeten) - Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn.

• Die Planeten befinden sich immer unweit der Ekliptik am Himmel, ändern aber im Gegensatz zu Sonne und Mond in bestimmten Zeitabständen ihre Bewegungsrichtung.
• Sie bewegen sich zwischen den Sternen hauptsächlich von Westen nach Osten (wie die Sonne und der Mond) - direkte Bewegung.
• Jeder Planet verlangsamt jedoch zu einem bestimmten Zeitpunkt seine Bewegung, stoppt und beginnt sich von Ost nach West zu bewegen - Rückwärtsbewegung.
• Dann stoppt die Leuchte wieder und nimmt die direkte Bewegung wieder auf. Deshalb die scheinbare Bahn jedes Planeten am Himmel- eine komplexe Linie mit Zickzack und Schleifen.

• Im 16. Jahrhundert. Der polnische Wissenschaftler Nicolaus Copernicus lehnte die dogmatische Idee der Unbeweglichkeit der Erde ab und stellte sie unter die gewöhnlichen Planeten.
• Copernicus wies darauf hin, dass die Erde, die den dritten Platz von der Sonne einnimmt, genau wie andere Planeten, sich im Weltraum um die Sonne bewegt und sich gleichzeitig um ihre Achse dreht. Das heliozentrische System von Kopernikus erklärte sehr einfach die schleifenartige Bewegung der Planeten.
• Die Abbildung zeigt die Bewegung des Mars auf der Himmelskugel, beobachtet von der Erde. Dieselben Zahlen markieren die Positionen von Mars, der Erde und die Punkte der Marsbahn am Himmel zu denselben Zeitpunkten.

• Merkur und Venus sind immer in der Nähe der Sonne und entfernen sich abwechselnd von ihr nach Westen und nach Osten. Aufgrund ihrer Nähe zur Sonne sind diese beiden Planeten morgens vor Sonnenaufgang nur im östlichen Bereich des Himmels oder abends kurz nach Sonnenuntergang im Westen sichtbar.
• Somit unterscheidet sich die scheinbare Bewegung von Merkur und Venus deutlich von der scheinbaren Bahn von Mars, Jupiter und Saturn.
• Die Bewegung von Sonne und Mond vor dem Hintergrund der Sterne erfolgt in großen Kreisen immer in Vorwärtsrichtung.

• Schleifenartige Abschnitte der sichtbaren Bahn der Planeten können sich in verschiedenen Tierkreiskonstellationen befinden, es gibt jedoch einen signifikanten Unterschied in ihrer Position.
• Der gesamte Gürtel der Tierkreiskonstellationen Mars wird in 687 Tagen umgangen, Jupiter in fast 12 Jahren und Saturn in 29,5 Jahren. Diese drei Planeten sind periodisch in der Nähe der Sonne und dann nicht mehr sichtbar, entfernen sich dann allmählich von ihr nach Westen und beschreiben eine Schleife in der der Sonne gegenüberliegenden Region des Himmels.
• Diese Planeten sind zu verschiedenen Stunden der Dunkelheit sichtbar. Uranus, Neptun und Pluto bewegen sich ähnlich.

• Planeten, deren Umlaufbahnen lokalisiert sind innen Erdumlaufbahn genannt werden n ich f n ich m und , und die Planeten, deren Bahnen lokalisiert sind in ne Erdumlaufbahn, in e r x n und m und . Die charakteristischen gegenseitigen Positionen der Planeten relativ zu Sonne und Erde werden genannt k o n f i g u r a t ich bin ich Planeten .
• Die Konfigurationen der unteren und oberen Planeten sind unterschiedlich. Auf den niederen Planeten ist es

Verbindung (oben und unten) Und e l o n g a ts i (östlich und westlich; ist der größte Winkelabstand des Planeten von der Sonne).

• Auf den oberen Planeten - k v a d r a t u r y (östlich und westlich: das Wort "Quadrat" bedeutet "ein Viertel eines Kreises"), Verbindung Und p r o t i c o s t i o n .
• Die scheinbare Bewegung der niederen Planeten ähnelt der oszillierenden Bewegung um die Sonne. Untere Planeten lassen sich am besten in der Nähe der Elongation beobachten (die größte Elongation von Merkur beträgt 28° und die der Venus 48°). Von der Erde aus ist zu diesem Zeitpunkt nicht die gesamte von der Sonne beleuchtete Hemisphäre des Planeten sichtbar, sondern nur ein Teil davon ( Phase Planeten). Bei östlicher Elongation ist der Planet im Westen kurz nach Sonnenuntergang sichtbar, bei westlicher Elongation - im Osten kurz vor Sonnenaufgang.
• Die oberen Planeten sind am besten in der Nähe von Oppositionen zu sehen, wenn die gesamte von der Sonne beleuchtete Hemisphäre des Planeten der Erde zugewandt ist.

• In der Astronomie wird die durchschnittliche Entfernung von der Erde zur Sonne als Entfernungseinheit genommen und genannt astronomische Einheit (a. e.), 1 a. e = 1,5 10 8 km.
• Somit befindet sich Merkur in einem Abstand von 0,39 AE von der Erde. e. und Saturn - in einem Abstand von 9,54 a. e.

• Der Ausdruck "der Weg der Sonne zwischen den Sternen" wird jemandem seltsam vorkommen. Tagsüber sieht man schließlich die Sterne nicht. Daher ist es nicht leicht zu bemerken, dass sich die Sonne langsam, um etwa 1 ° pro Tag, zwischen den Sternen von rechts nach links bewegt. Aber Sie können sehen, wie sich die Ansicht im Laufe des Jahres ändert sternenklarer Himmel. All dies ist eine Folge der Umdrehung der Erde um die Sonne. Der Weg der sichtbaren jährlichen Bewegung der Sonne vor dem Hintergrund der Sterne wird als Ekliptik bezeichnet (aus dem Griechischen "Eklipse" - "Eklipse"), und die Umdrehungsperiode entlang der Ekliptik ist Sternenjahr. Sie entspricht 365 Tagen 6 h 9 min 10 s oder 365,2564 mittleren Sonnentagen. Die Ekliptik und der Himmelsäquator schneiden sich in einem Winkel von 23°26′ an den Punkten der Frühlings- und Herbstäquinoktien. Am ersten dieser Punkte tritt die Sonne normalerweise am 21. März auf, wenn sie von der Südhalbkugel des Himmels auf die Nordhalbkugel übergeht. In der zweiten - am 23. September beim Übergang von der Nordhalbkugel zur Südhalbkugel. Am äußersten Punkt der Ekliptik im Norden erscheint die Sonne am 22. Juni (Sommersonnenwende) und im Süden am 22. Dezember (Wintersonnenwende). In einem Schaltjahr verschieben sich diese Daten um einen Tag. Von den vier Punkten auf der Ekliptik ist der wichtigste Punkt das Frühlingsäquinoktium. Von ihr wird eine der Himmelskoordinaten gezählt - Rektaszension. Es dient auch zur Zählung der Sternzeit und des tropischen Jahres - dem Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Sonnenmittelpunkts durch das Frühlingsäquinoktium. Das tropische Jahr bestimmt den Wechsel der Jahreszeiten auf unserem Planeten.

Ungleichmäßige Bewegung der Sonne zwischen den Sternen

• Als Hipparchos vor etwa 2000 Jahren seinen Sternenkatalog zusammenstellte (der erste, der vollständig zu uns gekommen ist), befand sich die Frühlings-Tagundnachtgleiche im Sternbild Widder.
• Zu unserer Zeit hat es sich um fast 30 ° in das Sternbild Fische bewegt, und der Herbstpunkt der Tagundnachtgleiche hat sich vom Sternbild Waage zum Sternbild Jungfrau bewegt. Aber der Überlieferung nach werden die Äquinoktiumpunkte durch die Zeichen der ehemaligen "Tagundnachtgleichen"-Konstellationen angezeigt - Widder 'Y' und Waage Ὠ.
• Dasselbe geschah mit den Sonnenwenden: Der Sommer im Sternbild Stier wird durch das Zeichen des Krebses ® und der Winter im Sternbild Schütze durch das Zeichen des Steinbocks ^ gekennzeichnet.

• Die Hälfte der Ekliptik von der Frühlings-Tagundnachtgleiche bis zum Herbst (vom 21. März bis zum 23. September) passiert die Sonne in 186 Tagen. Die zweite Hälfte, von der Herbst-Tagundnachtgleiche bis zum Frühling, - für 179-180 Tage.
• Aber die Hälften der Ekliptik sind gleich: jede 180°. Daher bewegt sich die Sonne ungleichmäßig entlang der Ekliptik. Diese Unebenheit spiegelt Änderungen in der Geschwindigkeit der Erdbewegung in einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne wider.
• Die ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik führt zu unterschiedlich langen Jahreszeiten.
• Für die Bewohner der nördlichen Hemisphäre sind Frühling und Sommer sechs Tage länger als Herbst und Winter. Die Erde befindet sich vom 2. bis 4. Juli 5 Millionen Kilometer weiter von der Sonne entfernt als vom 2. bis 3. Januar und bewegt sich entsprechend dem zweiten Keplerschen Gesetz langsamer auf ihrer Umlaufbahn.
• Im Sommer erhält die Erde weniger Wärme von der Sonne, aber der Sommer auf der Nordhalbkugel dauert länger als der Winter. Daher ist die Nordhalbkugel wärmer als die Südhalbkugel.

Seit der Antike beobachten Menschen am Himmel solche Phänomene wie die scheinbare Rotation des Sternenhimmels, den Wechsel der Mondphasen, das Auf- und Untergehen von Himmelskörpern, die scheinbare Bewegung der Sonne über den Himmel während des Tages , Sonnenfinsternisse, die Änderung der Höhe der Sonne über dem Horizont im Laufe des Jahres, Mondfinsternisse.

Es war klar, dass all diese Phänomene in erster Linie mit der Bewegung von Himmelskörpern zusammenhängen, deren Natur die Menschen mit Hilfe einfacher visueller Beobachtungen zu beschreiben versuchten, deren richtiges Verständnis und Erklärung sich im Laufe der Jahrhunderte herausbildete. Nach der Anerkennung des Revolutionärs heliozentrisches System Welt von Kopernikus, nachdem Kepler die drei Bewegungsgesetze der Himmelskörper formulierte und die jahrhundertealten naiven Vorstellungen von der einfachen Kreisbewegung der Planeten um die Erde zerstörte, bewies durch Berechnungen und Beobachtungen, dass die Bahnen der Bewegung der Himmelskörper entsprechen können nur elliptisch sein, wurde schließlich klar, dass sich die scheinbare Bewegung der Planeten addiert aus:

1) Bewegung des Beobachters auf der Erdoberfläche;

2) Rotation der Erde um die Sonne;

3) Eigenbewegungen von Himmelskörpern.

Die komplexe scheinbare Bewegung der Planeten in der Himmelssphäre ist auf die Umdrehung der Planeten des Sonnensystems um die Sonne zurückzuführen. Das Wort "Planet" in der Übersetzung aus dem Altgriechischen bedeutet "Wandern" oder "Landstreicher".

Die Flugbahn eines Himmelskörpers wird als seine bezeichnet Orbit. Die Geschwindigkeiten der Planeten auf ihren Bahnen nehmen mit der Entfernung der Planeten von der Sonne ab. Die Art der Bewegung des Planeten hängt davon ab, zu welcher Gruppe er gehört.

Daher werden die Planeten in Bezug auf die Umlaufbahn und die Sichtverhältnisse von der Erde aus eingeteilt inländisch(Merkur, Venus) und extern(Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto) bzw. bezogen auf die Erdbahn auf die untere und obere.

Die äußeren Planeten sind immer mit der von der Sonne beleuchteten Seite der Erde zugewandt. Die inneren Planeten ändern ihre Phasen wie der Mond. Der größte Winkelabstand eines Planeten von der Sonne wird genannt Verlängerung . Die größte Elongation beträgt bei Merkur 28°, bei Venus 48°. Die Ebenen der Bahnen aller Planeten des Sonnensystems (außer Pluto) liegen in der Nähe der Ebene der Ekliptik und weichen davon ab: Merkur um 7º, Venus um 3,5º; andere haben noch weniger Steigung.

Bei östlicher Elongation ist der innere Planet im Westen in den Strahlen der Abenddämmerung kurz nach Sonnenuntergang sichtbar. Bei westlicher Elongation ist der innere Planet kurz vor Sonnenaufgang im Osten in den Strahlen der Morgendämmerung zu sehen. Die äußeren Planeten können einen beliebigen Winkelabstand zur Sonne haben.

Der Phasenwinkel von Merkur und Venus variiert von 0° bis 180°, sodass Merkur und Venus ihre Phasen auf die gleiche Weise ändern wie der Mond. Nahe der unteren Konjunktion haben beide Planeten die größten Winkelabmessungen, sehen aber wie schmale Halbmonde aus. Am Phasenwinkel ψ = 90°, die halbe Planetenscheibe ist beleuchtet, Phase Φ = 0,5. In der oberen Konjunktion sind die unteren Planeten vollständig beleuchtet, aber von der Erde aus schlecht sichtbar, da sie sich hinter der Sonne befinden.

Bei der Beobachtung von der Erde aus überlagert sich also auch die Bewegung der Planeten um die Sonne mit der Bewegung der Erde in ihrer Umlaufbahn, die Planeten bewegen sich über den Himmel von Ost nach West (Direktbewegung), dann von West nach Ost ( Rückwärtsbewegung). Der Moment der Richtungsänderung wird aufgerufen Stehen . Wenn Sie diesen Pfad auf die Karte setzen, erhalten Sie eine Schleife . Die Größe der Schleife ist umso kleiner, je größer der Abstand zwischen dem Planeten und der Erde ist. Die Planeten beschreiben Schleifen und bewegen sich nicht nur in einer einzigen Linie hin und her, allein deshalb, weil die Ebenen ihrer Bahnen nicht mit der Ebene der Ekliptik zusammenfallen. Ein solch komplexer schleifenartiger Charakter wurde erstmals am Beispiel der Scheinbewegung der Venus bemerkt und beschrieben (Abbildung 1).

Abbildung 1 - "Venusschleife".

Es ist bekannt, dass die Bewegung bestimmter Planeten nur zu einer fest definierten Jahreszeit von der Erde aus beobachtet werden kann, was auf ihre zeitliche Position am Sternenhimmel zurückzuführen ist.

Die charakteristischen gegenseitigen Anordnungen der Planeten relativ zu Sonne und Erde werden als Planetenkonfigurationen bezeichnet. Die Konfigurationen der inneren und äußeren Planeten sind unterschiedlich: Bei den unteren Planeten sind dies Konjunktionen und Elongationen (die größte Winkelabweichung der Umlaufbahn des Planeten von der Umlaufbahn der Sonne), bei den oberen Planeten sind dies Quadraturen, Konjunktionen und Oppositionen.

Lassen Sie uns genauer über die einzelnen Arten von Konfigurationen sprechen: Konfigurationen, in denen der innere Planet, die Erde und die Sonne in einer Linie ausgerichtet sind, werden Konjunktionen genannt (Abb. 2).

Reis. 2. Planetenkonfigurationen:
Erde in überlegener Konjunktion mit Merkur
in unterer Konjunktion mit der Venus und in Opposition zum Mars

Wenn A die Erde ist, B der innere Planet ist, C die Sonne ist, wird das Himmelsphänomen genannt untere Verbindung. Bei der „idealen“ unteren Konjunktion wandert Merkur oder Venus über die Sonnenscheibe.

Wenn A die Erde, B die Sonne, C Merkur oder Venus ist, heißt das Phänomen Top Verbindung. Im "Idealfall" ist der Planet von der Sonne bedeckt, die man natürlich aufgrund der unvergleichlichen Helligkeitsunterschiede der Gestirne nicht beobachten kann.

Für das Erde-Mond-Sonne-System tritt ein Neumond in der unteren Konjunktion und ein Vollmond in der oberen Konjunktion auf.

Der Grenzwinkel zwischen der Erde, der Sonne und dem inneren Planeten wird genannt größte Entfernung oder Verlängerung und ist gleich: für Merkur - von 17њ30 "bis 27њ45"; für Venus - bis zu 48º. Die inneren Planeten können nur in Sonnennähe und nur morgens oder abends, vor Sonnenaufgang oder kurz nach Sonnenuntergang beobachtet werden. Die Sichtbarkeit von Merkur überschreitet nicht eine Stunde, die Sichtbarkeit von Venus beträgt 4 Stunden (Abb. 3).

Reis. 3. Ausdehnung von Planeten

Die Anordnung, in der sich Sonne, Erde und äußerer Planet aufreihen, heißt (Abb. 2):

1) wenn A die Sonne ist, B die Erde ist, C ein äußerer Planet ist - Opposition;

2) wenn A die Erde ist, B die Sonne ist, C ein externer Planet ist - durch die Konjunktion des Planeten mit der Sonne.

Die Konfiguration, in der sich Erde, Sonne und Planet (Mond) im Weltraum bilden rechtwinkliges Dreieck, wird als Quadratur bezeichnet: östlich, wenn sich der Planet 90º östlich der Sonne befindet, und westlich, wenn sich der Planet 90º westlich der Sonne befindet.

Die Bewegung der inneren Planeten auf der Himmelskugel wird auf ihre periodische Trennung von der Sonne entlang der Ekliptik entweder nach Osten oder nach Westen um den Elongationswinkelabstand reduziert.

Die Bewegung der äußeren Planeten auf der Himmelskugel ist komplexerer schleifenartiger Natur. Die Geschwindigkeit der sichtbaren Bewegung des Planeten ist ungleichmäßig, da ihr Wert durch die Vektorsumme der eigenen Geschwindigkeiten der Erde und des äußeren Planeten bestimmt wird. Die Form und Größe der Planetenschleife hängt von der Geschwindigkeit des Planeten relativ zur Erde und der Neigung der Umlaufbahn des Planeten zur Ekliptik ab.

Nun führen wir den Begriff spezifischer physikalischer Größen ein, die die Bewegung der Planeten charakterisieren und erlauben uns einige Berechnungen: Die siderische (stellare) Umlaufdauer eines Planeten ist das Zeitintervall T, in dem der Planet eine vollständige Umdrehung macht die Sonne im Verhältnis zu den Sternen.

Die synodische Periode einer Planetenumdrehung ist das Zeitintervall S zwischen zwei aufeinanderfolgenden Konfigurationen gleichen Namens.

Für die unteren (inneren) Planeten:

Für die oberen (äußeren) Planeten:

Die Dauer des mittleren Sonnentages s für die Planeten des Sonnensystems hängt von der siderischen Periode ihrer Rotation um ihre Achse t, der Rotationsrichtung und der siderischen Umlaufzeit um die Sonne T ab.

Für Planeten, die eine direkte Rotationsrichtung um ihre Achse haben (die gleiche, in der sie sich um die Sonne bewegen):

Für Planeten mit umgekehrte Richtung Rotation (Venus, Uranus).