Ce fenomene naturale sunt caracteristice iernii. Fenomene de iarnă în natură. Evenimente de iarnă: furtună de zăpadă

casa si familie

La sfârşitul secolului al XVI-lea. Astronomul danez I. Kepler, studiind mișcarea planetelor, a descoperit trei legi ale mișcării lor. Pe baza acestor legi, I. Newton a derivat o formulă pentru legea gravitației universale. Mai târziu, folosind legile mecanicii, I. Newton a rezolvat problema a două corpuri - a dedus legile conform cărora un corp se mișcă în câmpul gravitațional al altui corp. El a primit trei legi generalizate ale lui Kepler.

Prima lege a lui Kepler

Sub influența gravitației, un corp ceresc se mișcă în câmpul gravitațional al altuia corp ceresc de-a lungul uneia dintre secțiunile conice - un cerc, o elipsă, o parabolă sau o hiperbolă.

Planetele se deplasează în jurul Soarelui pe o orbită eliptică (Fig. 15.6). Punctul de pe orbită cel mai apropiat de Soare se numește periheliu, cel mai îndepărtat afeliu. Se numește linia care leagă orice punct al elipsei cu focarul vector rază

Se numește raportul dintre distanța dintre focare și axa majoră (diametrul cel mai mare). excentricitatea e. Elipsa este cu cât mai alungită, cu atât excentricitatea ei este mai mare. Semi-axa majoră a elipsei a este distanța medie a planetei față de Soare.

Cometele și asteroizii se mișcă pe orbite eliptice. Un cerc are e = 0, o elipsă are 0< е < 1, у параболы е = 1, у гиперболы е > 1.

Mișcarea sateliților naturali și artificiali în jurul planetelor, mișcarea unei stele în jurul alteia într-un sistem binar se supun de asemenea acestei prime legi generalizate a lui Kepler.

A doua lege a lui Kepler

Fiecare planetă se mișcă în așa fel încât vectorul rază al planetei acoperă zone egale în perioade egale de timp.

Planeta merge de la punctul A la A" și de la B la B" în același timp.

Cu alte cuvinte, planeta se mișcă cel mai repede la periheliu și cel mai lent când este cea mai îndepărtată (la afeliu). Astfel, a doua lege a lui Kepler determină viteza planetei. Cu cât este mai mare, cu atât planeta este mai aproape de Soare. Astfel, viteza cometei Halley la periheliu este de 55 km/s, iar la afelie de 0,9 km/s.

a treia lege a lui Kepler

Cubul semiaxei majore a orbitei corpului, împărțit la pătratul perioadei de revoluție a acestuia și suma maselor corpurilor, este o valoare constantă.

Dacă T este perioada de revoluție a unui corp în jurul altui corp la o distanță medie A atunci a treia lege generalizată a lui Kepler este scrisă ca

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

unde M 1 și M 2 sunt masele celor două corpuri atrase, iar G este constanta gravitațională. Pentru sistem solar masa Soarelui este masa oricărei planete și apoi

Partea dreaptă a ecuației este o constantă pentru toate corpurile din sistemul solar, ceea ce susține a treia lege a lui Kepler, obținută de om de știință din observații.

A treia lege generalizată a lui Kepler face posibilă determinarea maselor planetelor din mișcarea sateliților lor și a maselor stele duble- prin elementele orbitelor lor.

Mișcarea planetelor și a altor corpuri cerești în jurul Soarelui sub influența gravitației are loc conform celor trei legi ale lui Kepler. Aceste legi fac posibilă calcularea pozițiilor planetelor și determinarea maselor lor din mișcarea sateliților din jurul lor.

Astronomie. Clasa a 11-a - Rezumate din manualul „Fizică-11” (Myakishev, Bukhovtsev, Charugin) - Fizica la clasă

Bol din comoara Rogozen

Orbita Lunii

Există o frază în videoclip period lunar of revolution - perioada revoluției lunare . Aceasta este o revoluție completă (revoluția lunii), care este de 27,3 zile pământești, sau așa-numita luna siderale.
Comparați Revoluția Lunară și Ciclu menstrual.
Luna plina si ovulatia in ziua 12-14. Prin urmare, femeia Yin-Moon („revoluționară”).

PLANETE RETROGRATE

Toate planetele din sistemul nostru solar sunt dispuse într-o anumită ordine și se află la o anumită distanță de Soare. Observând poziția planetelor de pe Pământ, putem observa că periodic par să se oprească și apoi să înceapă să se miște înapoi pe orbita lor. De fapt, desigur, planetele nu se mișcă înapoi. Doar că Pământul nostru „depășește” cutare sau cutare planetă pe orbita sa. Așa că unui observator de pe Pământ i se pare că planeta vecină a început să se „întoarcă” înapoi.
Astrologii și astronomii au observat acest fenomen cu multe secole în urmă și l-au numit „mișcare retrogradă” .
Deoarece fiecare planetă are propria sa influență asupra Pământului și, în consecință, asupra întregii vieți de pe Pământ, fiecărei planete i se atribuie anumite proprietăți (calități) ale influenței sale asupra oamenilor, evenimentelor și cursului proceselor.
Toate corpurile cerești au mișcare retrogradă (retrogradă), cu excepția Soarelui și a Lunii.

Așa arată mișcarea aparentă a lui Mercur și Venus

Mișcarea aparentă a lui Marte, Jupiter, Saturn și Uranus

Așa ai vedea dacă ai fi la soare.

Mișcarea retrogradă a lui Mercur.

Mișcarea retrogradă a lui Marte.

Așa se mișcă Marte în raport cu pământul. Acolo unde culoarea trece de la una la alta, planeta face o buclă, asta se întâmplă atunci când ajungem din urmă cu Marte și apoi începe să rămână în urma Pământului.

În centru se află observatorul - Noi Oamenii suntem locuitori ai planetei Pământ.

De aici provin aceste „plăci de disc” din ilustrație - acestea sunt orbitele lui Marte!

Dacă priviți spre est într-o seară de august, la scurt timp după apusul soarelui, veți vedea o „stea” roșiatică foarte strălucitoare. După luminozitate, ar putea fi confundat cu Venus, dar seara Venus nu se află în est. Acesta este Marte și este atât de strălucitor pentru că acum există o confruntare între Pământ și Marte, și nu una simplă. (2003).
Aproximativ la fiecare doi ani, Pământul și Marte, mișcându-se pe orbitele lor, se apropie unul de celălalt. Astfel de apropieri se numesc confruntări. Dacă orbitele Pământului și Marte ar fi circulare și s-ar afla strict în același plan, atunci confruntările ar avea loc strict periodic (între ele ar trece puțin mai mult de doi ani) și Marte s-ar apropia întotdeauna de Pământ la aceeași distanță. Cu toate acestea, nu este. Deși planurile orbitelor planetelor sunt destul de apropiate și orbita Pământului este aproape circulară, excentricitatea orbitei marțiane este destul de mare. Întrucât intervalul dintre opoziții nu coincide nici cu Pământul, nici cu anul marțian, apropierea maximă a planetelor are loc în diferite puncte ale orbitelor lor. Dacă opoziţia are loc în apropierea afeliului. (από „apo” - din, din = negație și absența a ceva, ηλιος „helios” - Soarele) a orbitei lui Marte (aceasta se întâmplă iarna în emisfera nordică a Pământului), apoi distanța dintre planete se dovedește a fi destul de mare - aproximativ 100 de milioane de km. Opozițiile din apropierea periheliului orbitei marțiane (care apar la sfârșitul verii) sunt mult mai apropiate. Dacă Marte și Pământul se apropie la o distanță mai mică de 60 de milioane de km, atunci astfel de confruntări sunt numite mari. Se întâmplă la fiecare 15 sau 17 ani și au fost întotdeauna folosite de astronomi pentru observații intensive ale planetei roșii. (Istoria observațiilor lui Marte este dedicată uneia detaliate.)
Cu toate acestea, confruntarea din 2003 se dovedește a fi nu doar grozavă, ci și cel mai mare eveniment , care nu a mai fost de câteva mii de ani!

Să aruncăm o privire mai atentă la ceea ce se întâmplă în timpul confruntării.

Prin definiție, opoziția este o astfel de configurație (poziție reciprocă) a Soarelui, a Pământului și a planetei, când latitudinea ecliptică a planetei diferă de latitudinea Soarelui cu 180o. Este clar că o astfel de situație este posibilă doar pentru planetele exterioare.
Extern planete – planete grupul jupiter, planete ale sistemului solar care circulă în afara orbitei lui Marte (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto); au un număr de similare caracteristici fizice. Termenul „B. P." identificate uneori cu termenul de „planete superioare”.
Dacă proiectăm planeta în planul ecliptic (și Pământul și Soarele sunt întotdeauna în acest plan), atunci în momentul opoziției centrele tuturor celor trei corpuri se vor afla pe aceeași linie dreaptă (Pământul dintre Soare și planetă). În momentul opoziției, se atinge faza maximă a lui Marte, se instalează „Marte plin” (acest termen artificial a fost introdus prin analogie cu luna plină). Diferența dintre faza lui Marte și unitate se datorează doar faptului că nu se mișcă în planul eclipticii.
Întrucât orbitele lui Marte și ale Pământului nu sunt circulare, iar planurile lor nu coincid, momentul de opoziție este apropiat, dar nu coincide cu momentul de apropiere maximă a planetelor. Dimensiunea unghiulară aparentă a lui Marte este asociată în mod unic cu distanța dintre planete, care atinge un maxim la cea mai apropiată apropiere.
Luminozitatea (magnitudinea aparentă) a lui Marte depinde atât de distanța sa față de Pământ, cât și de faza sa. Astfel, acest moment va fi aproape și de opoziție, dar în cazul general nu va coincide cu acesta și nici cu momentul de apropiere maximă a planetelor.
Inca doua evenimente importante- trecerea lui Marte prin periheliul orbitei sale și trecerea Pământului prin punctul cel mai apropiat de periheliul orbitei lui Marte. Pământul trece de punctul cel mai apropiat de periheliul orbitei lui Marte întotdeauna în aceeași perioadă a anului - aproximativ 28 august. Cuvântul despre aici a apărut datorită faptului că anul pământesc nu este un multiplu de zile, astfel încât data trecerii acestui punct variază de la an la an în cadrul unei zile. În 2003, Marte își va trece periheliul pe 30 august. Cu cât planetele aflate în opoziție sunt mai aproape de periheliul orbitei lui Marte, cu atât se apropie mai mult și opoziția va fi mai mare. Figura de mai jos servește drept ilustrare în acest sens.

Opozițiile lui Marte din 1997 până în 2010. De-a lungul orbitei Pământului (cercul interior), sunt indicate lunile trecerii sale prin această zonă. Pe orbita lui Marte (cercul exterior) sunt indicate punctele de periheliu (P) și afeliu (A). Pe liniile care leagă planetele în momentul opoziției sunt indicate anul și distanța minimă până la Marte în unități astronomice. (Figura este preluată din articolul lui V.G. Surdin) Vedere de la Soare.

mișcarea planetară

Vizibile de pe Pământ, mișcările lui Marte pe orbita sa. Pentru a fi la punctul de plecare, Marte trebuie să facă 7 cercuri-7 orbite, apoi va ocupa aproape poziția inițială.

O stea cu șapte colțuri poate fi doar cu mișcarea reciprocă a Pământului și a lui Marte.

Așa arată și mișcarea aparentă a lui Marte de pe Pământ. Pământul este în centrul imaginii.
Numerele indică punctele de conjuncție și opoziție ale lui Marte, în centru Pământul este arătat cu albastru.

Urma lui Marte.

Calea aparentă a lui Marte în raport cu Pământ, desenată folosind epicicluri și deferente ptolemeice. Cercul mic punctat este epiciclul principal, cel mare este deferentul.
Mișcarea reală a lui Marte în raport cu Pământul, presupunând că Pământul este staționar.

Compararea acestei curbe cu cea din figura alăturată arată cât de bine a reprezentat sistemul ptolemeic mișcarea planetelor pe care le-am observat. Diferența dintre aceste curbe constă în principal în faptul că în curba corespunzătoare relațiilor reale, a doua buclă este mai mică decât prima, în timp ce, potrivit lui Ptolemeu, toate buclele trebuie să fie neapărat de aceeași dimensiune.

Explicația mișcării aparente complexe a planetei „superioare” (exterioare), conform lui Copernic. Când Pământul ocupă poziția T1 și poziția planetei P1, atunci planeta ar trebui să apară pe cer în punctul P "1. Planeta se mișcă mai lent decât Pământul; când Pământul se mută din poziția T1 în T2, planeta se va muta din punctul P1 la P2 și îl vom vedea în direcția T2-P2 în punctul firmamentului P „2, adică planeta se va deplasa între stele de la dreapta la stânga, în direcția săgeții nr. I. Când Pământul ocupă poziția T3, atunci vom vedea planeta în direcția T3-P3 în punctul firmamentului P" 2, astfel încât planeta din punctul cerului P "2, așa cum ar fi, s-a oprit și apoi a plecat. înapoi, de la stânga la dreapta, de-a lungul săgeții nr. 2. Astfel, mișcarea în picioare și inversă a planetei sunt fenomene aparente care apar datorită mișcării Pământului pe orbită.

Mișcarea aparentă a lui Marte, interval de timp de 15 ani.

În centrul triunghiului, Pământul și Luna, acesta este același (ochiul atotvăzător), doar că ei nu se uită la noi, ci, dimpotrivă, ne efectuăm observațiile de pe planeta Pământ.

Pentru un observator de pe Pământ, mișcarea Soarelui arată așa.

Pentru a-și lua poziția inițială, Venus trebuie să facă revoluții - 5 orbite. Mișcarea lui Venus față de Pământ. Cercul din interiorul pentaedrului este ecliptica Soarelui, steaua și pentagonul sunt obținute prin rotația reciprocă a Pământului și a Venusului unul față de celălalt. Graficul mișcării lui Venus față de Pământ.

De asemenea, mișcarea vizibilă a lui Venus, doar că are 5 petale, 5 orbite, 5 raze, alte planete nu vor desena acest lucru, un model similar se obține datorită mișcării reciproce a Soarelui-Pământ și Venus. Datorită diferitelor distanțe și viteze de mișcare, precum și datorită locației planetei față de Pământ (graficele au o diferență semnificativă).

O diagramă care arată apropierea și divergența lui Venus de Pământ.

Legătura dintre piramidele lui Keops, Khafre și Mykerin, micii lor sateliți și Sfinxul cu sistemul solar. Sfinxul simbolizează Soarele în constelația Leului. . Piramida lui Keops corespunde planetei Venus, piramidei lui Khafre - planeta Pământ, piramida lui Menkaure - planeta Marte și micii sateliți ai piramidelor - sateliții planetelor.
Mexic
Și astfel piramida este un instrument de observare a obiectelor cerești, vârful piramidei indică cel mai înalt punct al obiectului observat, deasupra orizontului, în cazul lui Venus, aceasta este legătura superioară, va avea loc pe 15 august. Și de exemplu, cu Soarele, este zenitul în ziua solstițiului de vară, există o piramidă a soarelui în Mexic, astfel de instrumente sunt plasate în toată lumea.

Vedere a planetei Venus de pe Pământ. Credit: Carol Lakomiak

Observarea planetei Venus de pe Pământ.

Deoarece Venus este mai aproape de Soare decât Pământ, nu pare niciodată prea departe de acesta: unghiul maxim dintre ea și Soare este de 47,8°. Datorită unor astfel de caracteristici ale poziției pe cerul Pământului, Venus atinge luminozitatea maximă cu puțin timp înainte de răsărit sau la ceva timp după apus. În decurs de 585 de zile, alternează perioadele vizibilității sale de seară și dimineață: la începutul perioadei, Venus este vizibilă doar dimineața, apoi - după 263 de zile, se apropie foarte mult de Soare, iar luminozitatea sa nu permite vederea. planeta timp de 50 de zile; apoi vine perioada de vizibilitate seara a lui Venus, care durează 263 de zile, până când planeta dispare din nou timp de 8 zile, fiind între Pământ și Soare. După aceea, alternanța vizibilității se repetă în aceeași ordine.
Recunoașterea planetei Venus este ușoară, pentru că pe cerul nopții este cea mai strălucitoare luminare după Soare și Lună, atingând o magnitudine maximă de -4,4. semn distinctiv planeta este culoarea ei chiar albă.
Când observați Venus, chiar și cu un telescop mic, puteți vedea cum se schimbă iluminarea discului său în timp, adică. are loc o schimbare de fază, care a fost observată pentru prima dată de Galileo Galilei în 1610. La cea mai apropiată apropiere de planeta noastră, doar o mică parte din Venus rămâne consacrată și ia forma unei seceri subțiri. Orbita lui Venus în acest moment se află la un unghi de 3,4° față de orbita Pământului, astfel încât de obicei trece chiar deasupra sau sub Soare, la o distanță de până la optsprezece diametre solare.
Dar uneori există o situație în care planeta Venus este situată aproximativ pe aceeași linie dintre Soare și Pământ, iar apoi puteți vedea un fenomen astronomic extrem de rar - trecerea lui Venus pe discul Soarelui, în care Planeta ia forma unei mici „pete” întunecate cu un diametru de 1/30 solar.

Acest fenomen apare de aproximativ 4 ori în 243 de ani: în primul rând se observă 2 treceri de iarnă cu o frecvență de 8 ani, apoi durează un interval de 121,5 ani, iar încă 2, de această dată vara, au loc cu aceeași frecvență de 8 ani. Tranzitele de iarnă ale lui Venus pot fi observate abia după 105,8 ani.
Trebuie remarcat faptul că, dacă durata ciclului de 243 de ani este o valoare relativ constantă, atunci periodicitatea dintre trecerile de iarnă și de vară în cadrul acestuia se modifică din cauza micilor discrepanțe în perioadele de întoarcere a planetelor la punctele de conectare ale acestora. orbite.
Așadar, până în 1518, succesiunea internă a pasajelor lui Venus arăta ca „8-113,5-121,5”, iar până în 546 au fost 8 pasaje, intervalele între care erau egale cu 121,5 ani. Secvența actuală va continua până în 2846, după care va fi înlocuită cu alta: „105,5-129,5-8”.
Ultimul tranzit al planetei Venus, cu o durată de 6 ore, a fost observat pe 8 iunie 2004, următorul va avea loc pe 6 iunie 2012. Apoi va fi o pauză, al cărei sfârșit nu va fi decât în decembrie 2117.

Mișcarea soarelui și a planetelor în sfera cerească.

Mișcările Soarelui și ale planetelor din sfera cerească reflectă doar vizibilul lor, adică mișcările care par unui observator pământesc. Mai mult, orice mișcare a luminilor din sfera cerească nu este asociată cu rotația zilnică a Pământului, deoarece aceasta din urmă este reprodusă prin rotația sferei cerești însăși.
Soarele se deplasează aproape uniform (aproape - datorită excentricității orbitei Pământului) de-a lungul unui cerc mare al sferei cerești, numit ecliptică, de la vest la est (adică în direcția opusă rotației sferei cerești) , făcând o revoluție completă într-un an tropical.

Modificarea coordonatelor ecuatoriale ale Soarelui

Când soarele este într-un punct echinocțiu de primăvară, ascensiunea și declinația sa dreaptă sunt zero. În fiecare zi, ascensiunea dreaptă și declinarea Soarelui cresc, iar în punctul solstițiului de vară, ascensiunea dreaptă devine egală cu 90 ° (6h), iar declinarea atinge o valoare maximă de +23 ° 26 ". În continuare, dreapta ascensiunea continuă să crească, iar declinația scade, iar la punct echinocțiul de toamnă ele iau valorile 180° (12h) și, respectiv, 0°. După aceea, ascensiunea dreaptă continuă să crească și la solstițiul de iarnă devine egală cu 270° (18h), iar declinația atinge o valoare minimă de −23°26”, după care începe din nou să crească.

Planetele superioare și inferioare

În funcție de natura mișcării în sfera cerească, planetele sunt împărțite în două grupe: inferioare (Mercur, Venus) și superioare (toate celelalte planete, cu excepția Pământului). Aceasta este o diviziune păstrată istoric; sunt folosiți și termeni mai moderni - planete interne și externe (în raport cu orbita Pământului).
În timpul mișcării aparente a planetelor inferioare, acestea suferă o schimbare de fază, ca și luna. Odată cu mișcarea vizibilă a planetelor superioare, fazele lor nu se schimbă, ele sunt întotdeauna îndreptate către observatorul pământesc cu latura lor iluminată. Dacă un observator, de exemplu, AMS, este situat, să zicem, nu pe Pământ, ci dincolo de orbita lui Saturn, atunci pe lângă schimbarea de fază de la Mercur și Venus, va putea observa schimbarea de fază de la Pământ, Marte, Jupiter și Saturn.

Mișcarea planetelor inferioare

În mișcarea lor în sfera cerească, Mercur și Venus nu se îndepărtează niciodată de Soare (Mercur - nu mai departe de 18 ° - 28 °; Venus - nu mai departe de 45 ° - 48 °) și pot fi fie la est, fie la vest de acesta. Momentul de cea mai mare îndepărtare unghiulară a planetei la est de Soare se numește alungire estică sau de seară; spre vest – prin alungire vestică sau matinală.
La alungirea estică, planeta este vizibilă în vest la scurt timp după apusul soarelui. Deplasându-se de la est la vest, adică înapoi, planeta la început încet, apoi mai repede, se apropie de Soare până se ascunde în razele sale. Acest moment se numește conjuncție inferioară (planeta trece între Pământ și Soare). După ceva timp, devine vizibil în est cu puțin timp înainte de răsăritul soarelui. Continuându-și mișcarea înapoi, ajunge la alungirea vestică, se oprește și începe să se deplaseze de la vest la est, adică într-o mișcare directă, ajungând din urmă cu Soarele. După ce l-a prins din urmă, ea devine din nou invizibilă - vine conexiunea superioară (în acest moment Soarele este între Pământ și planetă). Continuând mișcarea directă, planeta ajunge din nou la alungirea estică, se oprește și începe să se miște înapoi - ciclul se repetă

Mișcarea planetelor superioare

De asemenea, planetele superioare alternează mișcarea înainte și înapoi. Când planeta superioară este vizibilă în vest la scurt timp după apusul soarelui, se mișcă în sfera cerească într-o mișcare directă, adică în aceeași direcție cu Soarele. Cu toate acestea, viteza planetei superioare în sfera cerească este întotdeauna mai mică decât cea a Soarelui, așa că vine un moment în care ajunge din urmă cu planeta - planeta este conectată la Soare (cel din urmă este între Pământ și planetă). După ce Soarele depășește planeta, aceasta devine vizibilă în est, înainte de răsărit. Viteza mișcării directe scade treptat, planeta se oprește și începe să se miște printre stele de la est la vest, adică mișcarea înapoi. În mijlocul arcului de mișcare înapoi, planeta se află într-un punct din sfera cerească opusă locului în care se află Soarele în acel moment. Această poziție se numește opoziție (Pământul este între Soare și planetă). După ceva timp, planeta se oprește din nou și își schimbă direcția mișcării într-o linie dreaptă - iar ciclul se repetă.

Locația planetei la 90° est de Soare se numește cuadratura estică, iar 90° vest se numește cuadratura vestică.

(1) - Solstițiul de vară pe 21 iunie, (2) - 16 august, (3) - echinocțiul pe 23 septembrie, (4) - solstitiul de iarna 21 decembrie.

Cercul de decupare

− coordonatele dreptunghiulare ale punctului Р

− coordonatele sferice ale punctului Р

Sistem de coordonate orizontal

Când construiți orice sistem de coordonate cerești pe sfera cerească, sunt selectați un cerc mare (cercul principal al sistemului de coordonate) și două puncte diametral opuse pe o axă perpendiculară pe planul acestui cerc (polii sistemului de coordonate).

Orizontul adevărat este luat ca cercul principal al sistemului de coordonate orizontale, zenitul (Z) și nadirul (Z 1) servesc drept poli, prin care sunt trase semicercuri mari, numite cercuri de înălțime sau verticale.

corp ceresc

Orizont adevărat

vertical

Poziția instantanee a stelei M față de orizont și meridianul ceresc este determinată de două coordonate: înălțimea (h) și azimutul (A), care se numesc orizontală.

Distanța Zenith

0° ≤ h ≤ 90°

0° ≤ A ≤ 360°

Jumătatea de sud a meridianului ceresc (ZSZ 1) este verticala inițială, iar cercurile de altitudine ZEZ 1 și ZWZ 1 care trec prin punctele est E și vest V sunt numite prima verticală.
Cercurile mici (ab, cd) paralele cu planul orizontului adevărat se numesc cercuri de înălțime egală sau almucantari.

În timpul zilei, azimutul și înălțimea luminilor se schimbă constant.
Prin urmare, sistemul de coordonate orizontal este nepotrivit pentru compilarea diagramelor stelelor și cataloagelor.
În acest scop, este nevoie de un sistem în care rotația sferei cerești să nu afecteze valorile coordonatelor luminilor.

Sistemul de coordonate ecuatorial

Pentru invarianța coordonatelor sferice, este necesar ca grila de coordonate să se rotească împreună cu sfera cerească.
Această condiție este îndeplinită de sistemul de coordonate ecuatorial.

Planul principal în acest sistem este ecuatorul ceresc, iar polii sunt nordul și polii sudici pace.

Polul Nord al lumii

Ecuatorul ceresc

Polul Sud al Păcii

Prin poli sunt trase semicercuri mari, numite cercuri de declinare, iar paralele cu planul ecuatorului sunt paralele cerești.

Paralela cerească

Cercul de declinare

Poziția luminii în sistemul de coordonate ecuatorial este măsurată de-a lungul cercului de declinație (declinație) și de-a lungul ecuatorului ceresc (ascensiunea dreaptă). Punctul de referință al coordonatei este echinocțiul de primăvară.

Ecliptic

polul Nord

ecliptic

Starea de spirit

ecliptic

Ceresc

polul Sud

ecliptic

punct de primăvară

echinocții

Cercul de declinație care trece prin echinocțiul de primăvară se numește culoarea echinocțiului. Ascensiunea dreaptă este unghiul de la polul ceresc dintre culoarea echinocțială și cercul de declinare care trece prin luminare. Declinația este distanța unghiulară a unei stele față de ecuatorul ceresc.

Cercul de declinare

Echinocţial

declinaţie

Ceresc

ascensiunea dreaptă

punct de primăvară

echinocții

Echinocțiul de primăvară este situat în constelația Peștilor și servește drept punct de plecare de la care coordonatele ascensiunii drepte sunt numărate în sens invers acelor de ceasornic, care este de obicei notat cu litera. α . Această coordonată este analogă cu longitudinea în coordonatele geografice.
În astronomie, ascensiunea dreaptă se măsoară în ore, nu în grade. În acest caz, se presupune că cercul complet este de 24 de ore.
A doua coordonată a luminii δ – declinaţie - este un analog al latitudinii, se măsoară în grade. Astfel, steaua Altair (α Vultur) are coordonatele α = 19h48m18s, declinație δ = +8°44”.
Coordonatele măsurate ale stelelor sunt stocate în cataloage, sunt folosite pentru a construi hărți stelare pe care astronomii le folosesc atunci când caută stelele potrivite.

Într-o noapte întunecată, putem vedea aproximativ 2500 de stele pe cer (ținând cont de emisfera invizibilă 5000), care diferă ca luminozitate și culoare. Se pare că sunt atașați de sfera cerească și, împreună cu aceasta, se învârt în jurul Pământului. Pentru a naviga printre ele, cerul a fost împărțit în 88 de constelații.
În secolul al II-lea. î.Hr e. Hipparchus a împărțit stelele în funcție de strălucirea lor în mărimi, el a atribuit cele mai strălucitoare stelelor de prima magnitudine (1 m ), iar cel mai slab, abia vizibil cu ochiul liber, să 6 m .
În constelație, stelele sunt desemnate cu litere grecești, unele dintre cele mai strălucitoare stele au propriile nume. Asadar, Steaua Polara - Ursa Minor are stralucire 2 m. Cea mai strălucitoare stea de pe cerul nordic, Vega - Lyra, are o luminozitate de aproximativ 0 m .

În prezent, astronomii folosesc diferite sisteme de coordonate cerești pentru a naviga printre stele. Unul din ei - sistemul de coordonate ecuatorial (Fig. 1). Se bazeaza pe ecuatorul ceresc este proiecția ecuatorului pământului pe sfera cerească.
Eclipticși ecuator se intersectează în două puncte: arc ( γ ) și toamna ( Ὠ ) echinocţii.

Mișcarea aparentă a planetelor

erau cunoscute în antichitate 5 asemănătoare stelelor, dar lumini mai strălucitoare, care, deși participă la rotația zilnică a cerului, fac și mișcări independente vizibile. Grecii antici numeau astfel de luminari planete(în greacă „planetă” înseamnă „rătăcire”).
Cu ochiul liber puteți vedea 5 corpuri de lumină rătăcitoare (planete) - Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn.

Planetele sunt întotdeauna situate pe cer, nu departe de ecliptică, dar spre deosebire de Soare și Lună, ele își schimbă direcția mișcării la anumite intervale de timp.
Se deplasează între stele în principal de la vest la est (cum ar fi Soarele și Luna) - mișcare directă.
Cu toate acestea, fiecare planetă la un anumit moment își încetinește mișcarea, se oprește și începe să se miște de la est la vest - mișcare înapoi.
Apoi luminarul se oprește din nou și reia mișcarea directă. De aceea calea aparentă a fiecărei planete pe cer- o linie complexă cu zig-zaguri și bucle.

În secolul al XVI-lea. Omul de știință polonez Nicolaus Copernic, respingând ideea dogmatică a imobilității Pământului, a pus-o printre planetele obișnuite.
Copernic a subliniat că Pământul, ocupând locul al treilea față de Soare, la fel ca și alte planete, se mișcă în spațiu în jurul Soarelui și se rotește simultan în jurul axei sale. Sistemul heliocentric al lui Copernic a explicat foarte simplu mișcarea în formă de buclă a planetelor.
Figura arată mișcarea lui Marte pe sfera cerească, observată de pe Pământ. Aceleași numere marchează pozițiile lui Marte, Pământului și punctele traiectoriei lui Marte pe cer în aceleași puncte de timp.

Mercur și Venus sunt întotdeauna aproape de Soare, îndepărtându-se de acesta alternativ spre vest și spre est. Datorită apropierii lor de Soare, aceste două planete sunt vizibile doar în regiunea de est a cerului dimineața, înainte de răsărit, sau în partea vestică seara, la scurt timp după apus.
Astfel, mișcarea aparentă a lui Mercur și Venus diferă semnificativ de calea aparentă a lui Marte, Jupiter și Saturn.
Mișcarea Soarelui și a Lunii pe fundalul stelelor are loc în cercuri mari, întotdeauna în direcția înainte.

Secțiunile în formă de buclă ale căii vizibile ale planetelor pot fi localizate în diferite constelații zodiacale, dar există o diferență semnificativă în locația lor.
Întreaga centură a constelațiilor zodiacale ale lui Marte ocolește în 687 de zile, Jupiter în aproape 12 ani și Saturn în 29,5 ani. Aceste trei planete sunt periodic în apropierea Soarelui și apoi nu sunt vizibile, apoi se îndepărtează treptat de acesta spre vest și descriu o buclă în regiunea cerului opusă Soarelui.
Aceste planete sunt vizibile la diferite ore de întuneric. Uranus, Neptun și Pluto se mișcă în mod similar.

Planetele ale căror orbite sunt situate interior orbita pământului sunt numite n i f n i m și , și planetele ale căror orbite sunt situate în n e orbita pământului, în e r x n şi m şi . Se numesc pozițiile reciproce caracteristice ale planetelor față de Soare și Pământ k o n f i g u r a t i a m i planete .
Configurațiile planetelor inferioare și superioare sunt diferite. În planetele inferioare ea

conexiune (sus și jos) și e l o n g a ts i (estica si vestica; este cea mai mare distanță unghiulară a planetei față de Soare).

Pe planetele superioare - k v a d r a t u r y (est și vest: cuvântul „pătrat” înseamnă „un sfert de cerc”), conexiune și p r o t i c o s t i o n .
Mișcarea aparentă a planetelor inferioare seamănă cu mișcarea oscilativă în jurul Soarelui. Planetele inferioare sunt cel mai bine observate în apropierea alungirii (cea mai mare alungire a lui Mercur este de 28°, iar Venus este de 48°). De pe Pământ în acest moment, nu este vizibilă întreaga emisferă a planetei iluminată de Soare, ci doar o parte a acesteia ( fază planete). La alungirea estică, planeta este vizibilă în vest la scurt timp după apus, la alungirea vestică - în est, cu puțin timp înainte de răsărit.
Planetele superioare sunt văzute cel mai bine în apropierea opozițiilor, atunci când întreaga emisferă a planetei iluminată de Soare se află în fața Pământului.

În astronomie, distanța medie de la Pământ la Soare este luată ca unitate de distanță și se numește unitate astronomică (a. e.), 1 a. e. = 1,5 10 8 km.
Astfel, Mercur este situat la o distanță de 0,39 UA de Pământ. e. și Saturn - la o distanță de 9,54 a. e.

Cuiva i se va părea ciudată expresia „calea Soarelui printre stele”. La urma urmei, nu poți vedea stelele în timpul zilei. Prin urmare, nu este ușor de observat că Soarele se mișcă încet, cu aproximativ 1 ° pe zi, printre stele de la dreapta la stânga. Dar puteți vedea cum se schimbă vederea în timpul anului cer înstelat. Toate acestea sunt o consecință a revoluției Pământului în jurul Soarelui. Calea mișcării anuale vizibile a Soarelui pe fundalul stelelor se numește ecliptică (din grecescul „eclipsă” - „eclipsă”), iar perioada de revoluție de-a lungul eclipticii este an stea. Este egal cu 365 zile 6 h 9 min 10 s, sau 365,2564 zile solare medii. Ecliptica și ecuatorul ceresc se intersectează la un unghi de 23°26′ în punctele echinocțiului de primăvară și de toamnă. În primul dintre aceste puncte, Soarele apare de obicei pe 21 martie, când trece din emisfera sudică a cerului în emisfera nordică. În a doua - pe 23 septembrie, în timpul tranziției din emisfera nordică în cea sudică. În cel mai îndepărtat punct al eclipticii la nord, Soarele apare pe 22 iunie (solstițiul de vară), iar la sud pe 22 decembrie (solstițiul de iarnă). Într-un an bisect, aceste date sunt modificate cu o zi. Dintre cele patru puncte de pe ecliptică, punctul principal este echinocțiul de primăvară. Din ea se numără una dintre coordonatele cerești - ascensiunea dreaptă. De asemenea, servește la numărarea timpului sideral și a anului tropical - intervalul de timp dintre două treceri succesive ale centrului Soarelui prin echinocțiul de primăvară. Anul tropical determină schimbarea anotimpurilor pe planeta noastră.

Mișcarea neuniformă a Soarelui printre stele

În urmă cu aproximativ 2 mii de ani, când Hipparchus și-a întocmit catalogul de stele (primul care a ajuns la noi în întregime), echinocțiul de primăvară se afla în constelația Berbec.
Până acum, s-a mutat cu aproape 30 °, în constelația Peștilor, iar punctul echinocțiului de toamnă s-a mutat din constelația Balanței în constelația Fecioarei. Dar, conform tradiției, punctele echinocțiului sunt indicate de semnele fostelor constelații „echinocțiale” - Berbec „Y” și Balanță Ὠ.
Același lucru s-a întâmplat și cu solstițiile: vara în constelația Taur este marcată de semnul Rac ®, iar iarna în constelația Săgetător - de semnul Capricorn ^.

Jumătate din ecliptica de la echinocțiul de primăvară până la toamnă (din 21 martie până pe 23 septembrie) Soarele trece în 186 de zile. A doua jumătate, de la echinocțiul de toamnă până la primăvară, - timp de 179-180 de zile.
Dar jumătățile eclipticii sunt egale: fiecare 180°. Prin urmare, Soarele se mișcă de-a lungul eclipticii în mod neuniform. Această neuniformitate reflectă modificări ale vitezei de mișcare a Pământului pe o orbită eliptică în jurul Soarelui.
Mișcarea neuniformă a Soarelui de-a lungul eclipticii duce la diferite lungimi ale anotimpurilor.
Pentru locuitorii emisferei nordice, primăvara și vara sunt cu șase zile mai lungi decât toamna și iarna. Pământul în perioada 2-4 iulie este situat la 5 milioane de kilometri mai departe de Soare decât în 2-3 ianuarie și se mișcă pe orbita sa mai lent în conformitate cu a doua lege a lui Kepler.
Vara, Pământul primește mai puțină căldură de la Soare, dar vara în emisfera nordică este mai lungă decât iarna. Prin urmare, emisfera nordică este mai caldă decât emisfera sudică.

Din cele mai vechi timpuri, oamenii au observat pe cer fenomene precum rotația aparentă a cerului înstelat, schimbarea fazelor lunii, răsăritul și apusul corpurilor cerești, mișcarea aparentă a Soarelui pe cer în timpul zilei. , eclipse de soare, modificarea înălțimii Soarelui deasupra orizontului în timpul anului, eclipse de lună.

Era clar că toate aceste fenomene sunt legate, în primul rând, de mișcarea corpurilor cerești, a căror natură oamenii încercau să o descrie cu ajutorul unor simple observații vizuale, a căror înțelegere și explicație corectă s-a conturat de-a lungul secolelor. După recunoaşterea revoluţionarului sistem heliocentric lumea lui Copernic, după ce Kepler a formulat cele trei legi ale mișcării corpurilor cerești și a distrus ideile naive vechi de secole despre mișcarea circulară simplă a planetelor din jurul Pământului, dovedit prin calcule și observații că orbitele mișcării corpurilor cerești pot fie doar eliptică, în cele din urmă a devenit clar că mișcarea aparentă a planetelor se adaugă din:

1) mișcarea observatorului pe suprafața Pământului;

2) rotația Pământului în jurul Soarelui;

3) mișcările proprii ale corpurilor cerești.

Mișcarea aparentă complexă a planetelor din sfera cerească se datorează revoluției planetelor sistemului solar în jurul soarelui. Cuvântul „planetă” în traducere din greaca veche înseamnă „rătăcire” sau „vagabond”.

Traiectoria unui corp ceresc se numește ei orbită. Vitezele planetelor pe orbitele lor scad odată cu distanța planetelor de la Soare. Natura mișcării planetei depinde de grupul căruia îi aparține.

Prin urmare, în raport cu orbita și condițiile de vizibilitate de pe Pământ, planetele sunt împărțite în intern(Mercur, Venus) și extern(Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto), sau, respectiv, în raport cu orbita Pământului, cu cele inferioare și superioare.

Planetele exterioare sunt întotdeauna îndreptate către Pământ de partea iluminată de Soare. Planetele interioare își schimbă fazele precum luna. Se numește cea mai mare distanță unghiulară a unei planete față de Soare elongaţie . Cea mai mare alungire pentru Mercur este de 28°, pentru Venus este de 48°. Planurile orbitelor tuturor planetelor sistemului solar (cu excepția lui Pluto) se află în apropierea planului eclipticii, deviând de la acesta: Mercur cu 7º, Venus cu 3,5º; altele au şi mai puţină pantă.

La alungirea estică, planeta interioară este vizibilă în vest, în razele zorilor de seară, la scurt timp după apus. Cu alungirea vestică, planeta interioară este vizibilă în est, în razele zorilor, cu puțin timp înainte de răsărit. Planetele exterioare se pot afla la orice distanță unghiulară de Soare.

Unghiul de fază al lui Mercur și Venus variază de la 0° la 180°, așa că Mercur și Venus își schimbă fazele în același mod ca și Luna. Aproape de conjuncția inferioară, ambele planete au cele mai mari dimensiuni unghiulare, dar arată ca semilune înguste. La unghiul de fază ψ = 90°, jumătate din discul planetelor este iluminat, faza Φ = 0,5. În conjuncție superioară, planetele inferioare sunt complet iluminate, dar sunt puțin vizibile de pe Pământ, deoarece se află în spatele Soarelui.

Deci, atunci când observăm de pe Pământ, mișcarea planetelor în jurul Soarelui se suprapune și mișcării Pământului pe orbita sa, planetele se deplasează pe cer de la est la vest (mișcare directă), apoi de la vest la est ( mișcare inversă). Se numește momentul schimbării direcției permanent . Dacă puneți această cale pe hartă, obțineți bucla . Dimensiunea buclei este mai mică, cu atât distanța dintre planetă și Pământ este mai mare. Planetele descriu bucle și nu se deplasează doar înainte și înapoi pe o singură linie, doar datorită faptului că planurile orbitelor lor nu coincid cu planul eclipticii. Un astfel de caracter complex asemănător buclei a fost observat și descris pentru prima dată folosind exemplul mișcării aparente a lui Venus (Figura 1).

Figura 1 - „Bucla Venus”.

Este un fapt cunoscut că mișcarea anumitor planete poate fi observată de pe Pământ doar într-o perioadă strict definită a anului, acest lucru se datorează poziției lor în timp pe cerul înstelat.

Aranjamentele reciproce caracteristice ale planetelor în raport cu Soarele și Pământul se numesc configurații planetare. Configurațiile planetelor interioare și exterioare sunt diferite: pentru planetele inferioare acestea sunt conjuncții și alungiri (cea mai mare deviație unghiulară a orbitei planetei față de orbita Soarelui), pentru planetele superioare acestea sunt pătraturi, conjuncții și opoziții.

Să vorbim mai precis despre fiecare dintre tipurile de configurații: configurațiile în care planeta interioară, Pământul și Soarele se aliniază într-o singură linie se numesc conjuncții (Fig. 2).

Orez. 2. Configurații planete:
Pământul în conjuncție superioară cu Mercur
în conjuncţie inferioară cu Venus şi în opoziţie cu Marte

Dacă A este Pământul, B este planeta interioară, C este Soarele, fenomenul ceresc se numește conexiune de jos. În conjuncția inferioară „ideală”, Mercur sau Venus tranzitează pe discul Soarelui.

Dacă A este Pământul, B este Soarele, C este Mercur sau Venus, fenomenul se numește conexiune de sus. În cazul „ideal”, planeta este acoperită de Soare, care, desigur, nu poate fi observat din cauza diferenței incomparabile de luminozitate a luminilor.

Pentru sistemul Pământ-Lună-Soare, o lună nouă apare în conjuncția inferioară, iar o lună plină apare în conjuncția superioară.

Se numește unghiul limită dintre Pământ, Soare și planeta interioară cea mai mare îndepărtare sau elongaţieși este egal cu: pentru Mercur - de la 17њ30 "la 27њ45"; pentru Venus - până la 48º. Planetele interioare pot fi observate doar lângă Soare și doar dimineața sau seara, înainte de răsărit sau imediat după apus. Vizibilitatea lui Mercur nu depășește o oră, vizibilitatea lui Venus este de 4 ore (Fig. 3).

Orez. 3. Alungirea planetelor

Configurația în care se aliniază Soarele, Pământul și planeta exterioară se numește (Fig. 2):

1) dacă A este Soarele, B este Pământul, C este o planetă externă - opoziție;

2) dacă A este Pământul, B este Soarele, C este o planetă externă - prin conjuncția planetei cu Soarele.

Configurația în care Pământul, Soarele și planeta (Luna) se formează în spațiu triunghi dreptunghic, se numește cuadratura: est când planeta este situată la 90º est de Soare și vest când planeta este situată la 90º vest de Soare.

Mișcarea planetelor interioare de pe sfera cerească este redusă la separarea lor periodică de Soare de-a lungul eclipticii fie la est, fie la vest de distanța unghiulară de alungire.

Mișcarea planetelor exterioare pe sfera cerească este de natură mai complexă, asemănătoare buclei. Viteza mișcării vizibile a planetei este inegală, deoarece valoarea acesteia este determinată de suma vectorială a vitezelor proprii ale Pământului și ale planetei exterioare. Forma și dimensiunea buclei planetei depind de viteza planetei față de Pământ și de înclinarea orbitei planetei față de ecliptică.

Acum introducem conceptul de mărimi fizice specifice care caracterizează mișcarea planetelor și ne permit să facem câteva calcule: Perioada sideral (stelară) de revoluție a unei planete este intervalul de timp T, în timpul căruia planeta face o revoluție completă în jurul Soarele în raport cu stelele.

Perioada sinodică a revoluției unei planete este intervalul de timp S dintre două configurații succesive cu același nume.

Pentru planetele inferioare (interioare):

Pentru planetele superioare (exterioare):

Durata zilelor solare medii s pentru planetele sistemului solar depinde de perioada siderale a rotației lor în jurul axei sale t, de direcția de rotație și de perioada siderale de revoluție în jurul Soarelui T.

Pentru planetele care au o direcție directă de rotație în jurul axei lor (aceeași în care se mișcă în jurul Soarelui):

Pentru planete cu direcție inversă rotație (Venus, Uranus).