Unterricht. Test "Himmlische Sphäre"

Berufsbildende Einrichtung

"Hochschule für Recht und Wirtschaft"

AUFSATZ

Himmelskugel, sichtbare Bewegungen der Sterne

Astronomie

40.02.03 SRecht und Justizverwaltung

Aufgeführt von einem Schüler 102 _____________ Makarowa Kristina Antonowna

05.03.2018

Bewertung für Leistung und Verteidigung _____________

Geprüft von _____________ Efremova Elena Vladimirovna

02.03.2018

Tscheljabinsk 2018

Inhalt:

1.Elemente der Himmelskugel

2. Koordinaten auf der Himmelskugel

3. Drehungen der Himmelskugel

4. Sichtbare Bewegungen der Leuchten

5. Scheinbare jährliche Bewegung der Sonne

6. Scheinbare Bewegung und Mondphasen

7. Scheinbare Bewegung der Planeten

himmlische SphäreMan nennt eine imaginäre Kugel mit beliebigem Radius, deren Mittelpunkt ein beliebiger Punkt ist, auf deren Oberfläche die Positionen der Gestirne aufgetragen sind, wie sie zu einem bestimmten Zeitpunkt von einem bestimmten Punkt aus am Himmel sichtbar sind.

In einer dunklen mondlosen Nacht Es scheint, dass es sich in der Mitte eines riesigen flachen Kreises befindet, der mit einer Halbkugel bedeckt ist, auf der sich leuchtende Punkte befinden - Sterne. Bei fortgesetzter Beobachtung kann man feststellen, dass sich die Halbkugel dreht und alles neu erscheinen im Osten, während andere im Westen verschwinden.

Das Bild einer Kugel entsteht, weil eine Person die Entfernung zu einem Objekt, das 4-5 km überschreitet, nicht einschätzen kann. Alle weiter entfernten Objekte erscheinen uns in dieser Entfernung entfernt. Die Kugel, auf der sich, wie es uns scheint, die Sterne befinden, wird Himmelskugel genannt.

Auf den ersten Blick erscheint die Anzahl der Sterne unendlich groß. In Wirklichkeit sieht man mit bloßem Auge etwa 6.000 Sterne am gesamten Himmel und gleichzeitig nicht mehr als 2.000, da die Hälfte der Himmelskugel von der Erde bedeckt ist und es in Horizontnähe immer einen Dunst gibt verbirgt zahlreiche schwache Sterne.

Der Radius der Himmelskugel ist beliebig und kann so groß gewählt werden, dass es egal ist, wo ihr Mittelpunkt liegt: im Auge des Betrachters, im Erdmittelpunkt, im Mittelpunkt oder irgendwo auf einem unserer Planeten . Dies ist möglich, da die meisten Leuchten so weit entfernt sind, dass sich das Sonnensystem praktisch nicht von einem Punkt unterscheidet, wenn Sie von ihnen aus auf das Sonnensystem schauen. Genauer gesagt sind zwei Strahlen, die von der Sonne und von der Erde oder noch mehr von verschiedenen Punkten der Erde bis zum nächsten Stern gerichtet sind, praktisch parallel. Wenn sprechen Sonnensystem oder ungefähr , dann muss der Richtungsunterschied berücksichtigt werden, was jedoch nur geringfügig komplizierter wird , die ganz einfach mit der Himmelskugel gelöst werden.

Elemente der Himmelskugel.

Offensichtlich befindet sich im Zentrum der Himmelskugel (Abb. 12) eine andere Kugel, nämlich die Erde, auf deren Oberfläche sich irgendwann ein Beobachter befindet. Die Erde dreht sich, was es ermöglicht, eine bestimmte gerade Linie herauszugreifen - die Rotationsachse der Erde (normalerweise wird die Achse der Welt gebautPP' und Äquator). Dementsprechend wird auf der Himmelskugel gebautAchse der Welt(PP' - eine Linie parallel zur Rotationsachse der Erde und durch den Mittelpunkt der Himmelskugel) und den HimmelÄquator(das Wort „himmlisch“ wird normalerweise weggelassen). Den Schnittpunkt der Weltachse und der Himmelskugel bestimmenStangen- nördlichP und südlichP' .

Ein großer Kreis, dessen Ebene senkrecht zur Weltachse steht, wird genanntHimmelsäquator . Es schneidet den Horizont an Punkten im Osten und Westen.

vertikalSenklot ( oz ) ist eine Erweiterung des Erdradius, sie schneidet die Himmelskugel an zwei Punkten. Der über dem Kopf heißt "Zenit", gegenüber -"Nadir". Die Ebene senkrecht dazu ist die Ebene des Horizonts, die, wenn sie sich mit der Himmelskugel schneidet, eine mathematische bildetHorizont(das Wort "mathematisch" kann weggelassen werden).

Bei der Darstellung der Himmelskugel ist es üblich, sie so auszurichten, dass sich die vertikale Linie in der Mitte befindet und die Weltachse zu ihr geneigt ist.

Zwei Geraden (Weltachse und senkrechte Linie) definierenHimmelsmeridianebene, und sein Schnittpunkt mit der Himmelskugel ist ein großer Kreis -Himmelsmeridian. Der Meridian schneidet den Horizont an zwei Punkten -NordpunktN undSüdspitzeS . Der Himmelsmeridian ist eine Projektion des Erdmeridians auf die Himmelskugel.

großer Kreis- ein Kreis, der durch den Schnittpunkt einer Kugel mit einer Ebene entsteht, die durch ihren Mittelpunkt verläuft. Wenn die Ebene nicht durch das Zentrum geht, wird der Kreis aufgerufenklein. Der über die Kugeloberfläche gemessene Abstand zwischen zwei Punkten des Großkreises ist das Minimum. Dies deutet auf eine direkte Analogie zwischen geraden Linien in der Ebene und Großkreisen auf der Kugel hin.

Alle diese Elemente der Himmelskugel sind mit dem Beobachter verbunden. Die Weltachse und der Äquator sind allen Beobachtern auf der Erde gemeinsam; Vertikale Linie, Zenit, Nadir, Meridian und Horizontebene sind für jeden Beobachter unterschiedlich. Ihre Position relativ zu anderen Elementen der Himmelskugel wird durch die Position des Beobachters auf der Erdoberfläche bestimmt.

Rotation der Himmelskugel.

Beobachtungen des Sternenhimmels zeigen, dass sich die Himmelskugel langsam in Ost-West-Richtung dreht. Die Dämmerungen der Sternbilder steigen im östlichen Teil des Himmels über dem Horizont auf und verstecken sich im westlichen hinter dem Horizont. Für einen Beobachter, der sich im Nordhalbkugel der Erde und zeigt nach Süden, dies ist die Drehung der Himmelskugel im Uhrzeigersinn, von links nach rechts. Für einen Beobachter, der sich auf der Südhalbkugel befindet (z. B. in Australien), ist das Gegenteil der Fall. Die Sonne geht rechts auf und im Gegenuhrzeigersinn links unter, nachts verschiebt sich auch die Morgendämmerung am Himmel.

Wie wir wissen, ist diese scheinbare Rotationsbewegung der Himmelskugel illusorisch. Denn in Wirklichkeit dreht sich die Erde um ihre eigene Achse, und dafür gibt es viele Beweise, zum Beispiel ein Flugzeug Das Foucaultsche Pendel, das versucht, seine Position relativ zur Fernsicht relativ zu Erdmarkierungen beizubehalten, kehrt um die Vertikale zurück.Ein weiterer Beweis, der weiter diskutiert wird, ist die abgeflachte Erde in der Nähe der Pole: Der Äquatorradius der Erde ist größer als der Polarradius.

Scheinbare Drehung der Himmelskugel und Es ist üblich, die tägliche Rotation zu nennen, da die n-te Periode gleich einem Tag ist (das Konzept eines Tages wird unten angegeben). Wie ich mich erinnerte, wird diese Drehung um die Weltachse ausgeführt. In Wirklichkeit findet eine Rotationsbewegung um die Rotationsachse der Erde statt. Der Radius der Erde ist jedoch sehr klein im Vergleich zu den Sichtweiten d, und dieser Unterschied ist für einen Beobachter, der sich auf der Oberfläche und nicht im Erdmittelpunkt befindet, nicht wahrnehmbar.

Rotation der Himmelskugel, aufgrund der täglichen Bewegung der Morgendämmerungen am Himmel, beschreiben sie unterschiedlich große Kreise - je kleiner, desto näher am Pol der Welt ist die Morgendämmerung. Der nördliche Teil der Welt befindet sich in der Nähe der Polardämmerung im Sternbild Ursa Minor: 1966 - in einem Winkelabstand von 54 Zoll davon, betrug dieser Abstand 1986 bereits 49 Zoll. Der Grund für seine Abnahme (aufgrund der Prozession) wird unten angegeben.

Aufgrund der täglichen Drehung der Himmelskugel durchquert (passiert) jede Leuchte den Himmelsmeridian zweimal, darunter durchläuft sie den Teil des Meridians, in dem sich der Nadir befindet.

Sichtbare Bewegung der Leuchten.

Um die scheinbare Bewegung der Sonne und anderer Gestirne weiter zu verstehen , betrachte die wahre Bewegung der Erde. Die Erde ist einer der Planeten im Sonnensystem. Es dreht sich ständig um seine Achse. Seine Rotationsperiode beträgt einen Tag. Daher scheint es für einen Beobachter auf der Erde, dass alle Himmelskörper die Erde von Ost nach West mit der gleichen Periode umkreisen.Aber die Erde dreht sich nicht nur um ihre eigene Achse. Auch er dreht sich auf einer Ellipsenbahn um die Sonne. Es vollendet eine Umdrehung um die Sonne in einem Jahr. Die Rotationsachse der Erde ist in einem Winkel von 66°33" zur Ebene der Umlaufbahn geneigt. Die Erde durchläuft einen Wechsel der Jahreszeiten.

Wenn Sie den Himmel genau beobachten, können Sie sehen, dass die Sterne für viele Jahre ihre relative Position beibehalten. Aufgrund ihrer extremen Entfernung und sehr kleinen Eigenbewegungen zueinander sind sie von jedem Punkt der Erdumlaufbahn aus gleichermaßen sichtbar. Die Körper des Sonnensystems - die Sonne, der Mond und die relativ erdnahen Planeten - ändern ihre Position zwischen den Sternen. Somit nimmt die Sonne zusammen mit allen Leuchten an der täglichen Bewegung teil und hat gleichzeitig aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne eine eigene scheinbare Bewegung (man nennt sie die jährliche Bewegung).

Betrachten wir diese beiden sichtbaren Hauptbewegungen der Sonne getrennt und sehen wir uns an, welche Änderungen sie an der Position der Sonne auf der Himmelskugel bewirken.

Scheinbare jährliche Bewegung der Sonne.

Die einfachste Jahresbewegung der Sonne lässt sich durch Abb. 1.11, was zeigt , Sonne und Erdumlaufbahn. Aus dieser Abbildung ist ersichtlich, dass je nach Position der Erde im Orbit ein Beobachter von der Erde aus die Sonne vor dem Hintergrund unterschiedlicher Konstellationen sieht. Es wird ihm scheinen, als würde es sich ständig um die Himmelskugel bewegen. Diese Bewegung ist ein Spiegelbild der Umdrehung der Erde um die Sonne. In einem Jahr wird die Sonne eine komplette Umdrehung machen.

Der große Kreis auf der Himmelskugel, entlang dem die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne stattfindet, wird als Ekliptik bezeichnet. Ekliptik ist ein griechisches Wort und bedeutet Sonnenfinsternis. Dieser Kreis wurde so benannt, weil Sonnen- und Mondfinsternisse nur auftreten, wenn sich beide Leuchten auf diesem Kreis befinden.

Es sei darauf hingewiesen, dass die Ebene der Ekliptik mit der Ebene der Erdumlaufbahn zusammenfällt. Die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik erfolgt in derselben Richtung, in der sich die Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne bewegt, d.h. sie bewegt sich nach Osten.Im Laufe des Jahres durchläuft die Sonne nacheinander die 12 Sternbilder der Ekliptik, die den Gürtel des Tierkreises bilden und Tierkreis genannt werden. Der Tierkreis ist ein griechisches Wort, das den Tierkreis bedeutet (die meisten Sternbilder dieses Kreises haben Tiernamen).

Der Tierkreisgürtel wird von folgenden Sternbildern gebildet: Fische, Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze, Steinbock und Wassermann. In jedem von ihnen ist die Sonne ungefähr einen Monat lang. Die Ekliptik ist auf einer speziellen Sternkarte angegeben, die dem Aviation Astronomical Yearbook (Anhang 3) beigefügt ist. Dadurch, dass die Ebene des Erdäquators gegenüber der Ebene der Erdumlaufbahn durch geneigt ist, ist die Ebene des Himmelsäquators ebenfalls in einem Winkel zur Ebene der Ekliptik geneigt. Die Neigung der Ekliptik zum Äquator ist nicht konstant. Als 1896 astronomische Konstanten genehmigt wurden, wurde beschlossen, die Neigung der Ekliptik zum Äquator als gleich zu betrachten.

Aufgrund des Einflusses der Anziehungskräfte von Sonne und Mond auf die Erde ändert sie sich allmählich abVor. Zu diesem Zeitpunkt der Winkelgleichund nimmt kontinuierlich um 0,47" pro Jahr ab.

Die Ekliptik schneidet den Himmelsäquator an zwei Punkten, die als Frühlings- und Herbstäquinoktien bezeichnet werden.Die Sonne an diesen Punkten steht jeweils am 21. März und am 23. September. Heutzutage ist auf der Erde Tag gleich Nacht, die Sonne geht genau am Ostpunkt auf und am Westpunkt unter.

Die Punkte auf der Ekliptik, die 90° von den Tagundnachtgleichen entfernt sind, werden Sonnenwenden genannt. Der Punkt E auf der Ekliptik, an dem die Sonne relativ zum Himmelsäquator am höchsten steht, wird als Sommersonnenwendepunkt bezeichnet, und der Punkt E, an dem sie am niedrigsten steht, wird als Wintersonnenwendepunkt bezeichnet.Zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende erscheint die Sonne am 22. Juni und zum Zeitpunkt der Wintersonnenwende am 22. Dezember. Für mehrere Tage in der Nähe der Sonnenwende bleibt die Mittagshöhe der Sonne nahezu unverändert, wodurch diese Punkte ihren Namen erhielten. Wenn die Sonne zur Sommersonnenwende steht, ist der Tag auf der Nordhalbkugel am längsten und die Nacht am kürzesten, und zur Wintersonnenwende ist das Gegenteil der Fall.

Am Tag der Sommersonnenwende liegen die Punkte des Sonnenauf- und -untergangs möglichst nördlich der Ost- und Westpunkte des Horizonts, am Tag der Wintersonnenwende am weitesten südlich.

Die Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik führt zu einer kontinuierlichen Änderung ihrer äquatorialen Koordinaten, einer täglichen Änderung der Mittagshöhe und einer Bewegung der Sonnenauf- und -untergangspunkte entlang des Horizonts.

Es ist bekannt, dass die Deklination der Sonne von der Ebene des Himmelsäquators und der Rektaszension aus gemessen wird - vom Punkt des Frühlingsäquinoktiums. Wenn sich die Sonne also am Frühlingsäquinoktium befindet, sind Deklination und Rektaszension Null. Im Laufe des Jahres schwankt die Deklination der Sonne in der gegenwärtigen Periode abVorZweimal im Jahr Nulldurchgang und Rektaszension von 0 auf 360°.

Die äquatorialen Koordinaten der Sonne ändern sich im Laufe des Jahres ungleichmäßig. Dies geschieht aufgrund der ungleichmäßigen Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik und der Neigung der Ekliptik zum Äquator. Die Sonne legt vom 21. März bis zum 23. September die Hälfte ihrer scheinbaren Jahresbahn in 186 Tagen zurück, die andere Hälfte vom 23. September bis zum 21. März in 179 Tagen. Die ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik ist darauf zurückzuführen, dass sich die Erde während der gesamten Umlaufdauer um die Sonne nicht mit der gleichen Geschwindigkeit im Orbit bewegt. Aus dem zweiten Keplerschen Gesetz ist bekannt, dass die Verbindungslinie zwischen Sonne und Planet in gleichen Zeiträumen gleiche Flächen überdeckt. Gemäß diesem Gesetz bewegt sich die Erde, die der Sonne am nächsten ist, d. h. am Perihel, schneller, und am weitesten von der Sonne entfernt, d. h. am Aphel, bewegt sie sich langsamer. Die Erde ist im Winter näher an der Sonne und im Sommer weiter entfernt. Daher bewegt es sich an Wintertagen schneller im Orbit als an Sommertagen. Dadurch ergibt sich die tägliche Veränderung der Rektaszension der Sonne am Tag der Wintersonnenwendewährend es nur zur Sommersonnenwende ist.

Der Unterschied in den Geschwindigkeiten der Erdbewegung an jedem Punkt der Umlaufbahn verursacht eine ungleichmäßige Änderung nicht nur der Rektaszension, sondern auch der Deklination der Sonne. Aufgrund der Neigung der Ekliptik zum Äquator hat ihre Veränderung jedoch einen anderen Charakter. Die Deklination der Sonne ändert sich am schnellsten in der Nähe der Tagundnachtgleiche, und zur Sonnenwende ändert sie sich fast nicht.

Wenn wir die Art der Änderung der Äquatorialkoordinaten der Sonne kennen, können wir eine ungefähre Berechnung der Rektaszension und Deklination der Sonne durchführen. Um eine solche Berechnung durchzuführen, nehmen Sie das nächste Datum mit bekannten äquatorialen Koordinaten der Sonne. Dann wird berücksichtigt, dass sich die Rektaszension der Sonne pro Tag um durchschnittlich 1 ° und die Deklination der Sonne im Monat vor und nach dem Passieren der Tagundnachtgleiche um 0,4 ° pro Tag ändert; im Monat vor und nach der Sonnenwende - um 0,1 ° pro Tag und in den Zwischenmonaten zwischen den angegebenen - um 0,3 °.

Scheinbare Bewegung und Phasen des Mondes.

Der Mond ist ein natürlicher Satellit der Erde und der ihr am nächsten stehende Himmelskörper. Sie umkreist die Erde auf einer elliptischen Umlaufbahn in der gleichen Richtung wie die Erde um die Sonne. Die durchschnittliche Entfernung des Mondes von der Erde beträgt 384.400 km. Die Ebene der Mondbahn ist gegenüber der Ebene der Ekliptik um geneigt .

Die Schnittpunkte der Mondbahn mit der Ekliptik werden als Knoten der Mondbahn bezeichnet. Die Bewegung des Mondes um die Erde wird für den Beobachter als seine scheinbare Bewegung dargestellt . Die scheinbare Bahn des Mondes über der Himmelskugel wird als scheinbare Umlaufbahn des Mondes bezeichnet. Tagsüber bewegt sich der Mond auf der sichtbaren Umlaufbahn relativ zu den Sternen um etwa 13,2° und relativ zur Sonne um 12,2°, da sich auch die Sonne in dieser Zeit um durchschnittlich 1° entlang der Ekliptik bewegt. Der Zeitraum, in dem der Mond relativ zu den Sternen eine vollständige Umdrehung auf seiner Umlaufbahn macht, wird als stellarer oder siderischer Monat bezeichnet. Seine Dauer beträgt 27,32 mittlere Sonnentage.

Der Zeitraum, in dem der Mond relativ zur Sonne eine vollständige Umdrehung auf seiner Umlaufbahn macht, wird als inodischer Monat bezeichnet. Sie entspricht 29,53 mittleren Sonnentagen. Die siderischen und synodischen Monate unterscheiden sich aufgrund der Bewegung der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne um etwa zwei Tage. Auf Abb. 1.15 zeigt, dass, wenn sich die Erde am Punkt 1 in der Umlaufbahn befindet, der Mond und die Sonne beobachtet werden an der gleichen Stelle, zum Beispiel vor dem Hintergrund eines Sterns. Nach 27,32 Tagen, also wenn der Mond eine vollständige Umdrehung um die Erde macht, wird er erneut vor dem Hintergrund desselben Sterns beobachtet. Aber da sich die Erde zusammen mit dem Mond während dieser Zeit in ihrer Umlaufbahn relativ zur Sonne um etwa 27 ° bewegt und sich am Punkt 2 befindet, muss der Mond noch 27 ° gehen, um seine vorherige Position relativ zur Erde einzunehmen und die So, das dauert etwa 2 Tage. Somit ist der synodische Monat um die Zeitdauer länger, die der Mond benötigt, um sich um 27° zu bewegen, als der siderische Monat.

Die Rotationsdauer des Mondes um seine Achse ist gleich der Periode seiner Umdrehung um die Erde. Daher steht der Mond der Erde immer mit der gleichen Seite gegenüber. Dadurch, dass sich der Mond an einem Tag über die Himmelskugel von West nach Ost bewegt, also in Gegenrichtung zur Tagesbewegung , bei 13,2°, verzögert sich sein Auf- und Untergang täglich um etwa 50 Minuten. Diese tägliche Verzögerung führt dazu, dass der Mond ständig seine Position relativ zur Sonne ändert, aber nach einer fest definierten Zeitspanne wieder in seine ursprüngliche Position zurückkehrt. Infolge der Bewegung des Mondes in seiner scheinbaren Umlaufbahn ändert sich sein Äquator kontinuierlich und schnell

Koordinaten. Im Durchschnitt ändert sich der rechte Aufstieg des Mondes pro Tag um 13,2 ° und die Deklination um 4 °. Die Änderung der äquatorialen Koordinaten des Mondes erfolgt nicht nur aufgrund seiner schnellen Bewegung in der Umlaufbahn um die Erde, sondern auch aufgrund der außergewöhnlichen Komplexität dieser Bewegung. Auf den Mond wirken viele Kräfte mit unterschiedlichen Größen und Perioden, unter deren Einfluss sich alle Elemente der Mondumlaufbahn ständig ändern.

Die Neigung der Mondbahn zur Ekliptik reicht vonbis zu 5 ° 19 "für eine Zeit von etwas weniger als einem halben Jahr. Die Formen und Größen der Umlaufbahn ändern sich. Die Position der Umlaufbahn im Raum ändert sich kontinuierlich mit einem Zeitraum von 18,6 Jahren, wodurch die Knoten der Mondbahn sich der Bewegung des Mondes annähern Dies führt zu einer ständigen Änderung des Neigungswinkels der scheinbaren Bahn des Mondes zum HimmelsäquatorVor. Daher bleiben die Änderungsgrenzen der Deklination des Mondes nicht konstant. In einigen Perioden variiert es innerhalbund in anderen - ± 18 ° 17".

Die Deklination des Mondes und sein GMT-Stundenwinkel sind in den AAE-Tagestabellen für jede Stunde GMT angegeben.

Die Bewegung des Mondes begleitet von einer kontinuierlichen Veränderung seines Aussehens. Es gibt einen sogenannten Wechsel der Mondphasen. Die Mondphase ist der sichtbare Teil der Mondoberfläche, der von den Sonnenstrahlen beleuchtet wird.

Betrachten wir, wodurch die Änderung der Mondphasen auftritt. Es ist bekannt, dass der Mond durch reflektiertes Sonnenlicht leuchtet - die Hälfte seiner Oberfläche wird immer von der Sonne beleuchtet. Aber durch die unterschiedlichen Positionen von Sonne, Mond und Erde zueinander erscheint die beleuchtete Fläche für den Erdbeobachter anders

Typen. Es ist üblich, zwischen vier Mondphasen zu unterscheiden: Neumond, erstes Viertel, Vollmond und letztes Viertel.

Bei Neumond bewegt sich der Mond zwischen Sonne und Erde. In dieser Phase ist der Mond mit seiner unbeleuchteten Seite der Erde zugewandt und daher für den irdischen Beobachter nicht sichtbar. In der Phase des ersten Viertels befindet sich der Mond in einer solchen Position, dass der Beobachter ihn als Hälfte der beleuchteten Scheibe sieht. Bei Vollmond steht der Mond in entgegengesetzter Richtung zur Sonne. Daher ist die gesamte beleuchtete Seite des Mondes der Erde zugewandt und als volle Scheibe sichtbar. Nach dem Vollmond nimmt der beleuchtete Teil des von der Erde aus sichtbaren Mondes allmählich ab. Wenn der Mond seine letzte Viertelphase erreicht, ist er wieder als halb beleuchtete Scheibe sichtbar. Auf der Nordhalbkugel wird die rechte Hälfte der Mondscheibe im ersten Viertel und die linke Hälfte im letzten Viertel beleuchtet.

In der Zeit zwischen Neumond und erstem Viertel und in der Zeit zwischen letztem Viertel und Neumond ist ein kleiner Teil des beleuchteten Mondes, der in Form einer Sichel zu beobachten ist, der Erde zugewandt. In den Intervallen zwischen dem ersten Viertel und dem Vollmond, dem Vollmond und dem letzten Viertel ist der Mond als beschädigte Scheibe sichtbar. Ein vollständiger Zyklus wechselnder Mondphasen findet innerhalb eines genau definierten Zeitraums statt. Sie wird Phasenperiode genannt. Er entspricht dem synodischen Monat, also 29,53 Tagen.

Das Zeitintervall zwischen den Hauptphasen des Mondes beträgt ungefähr 7 Tage. Die Anzahl der Tage, die seit dem Neumond vergangen sind, wird als Mondalter bezeichnet. Mit dem Alter ändert sich auch der Auf- und Untergang des Mondes. Die Daten und Zeitpunkte des Beginns der Hauptmondphasen nach GMT sind in AAE angegeben.

Die Bewegung des Mondes um die Erde ist die Ursache für Mond- und Sonnenfinsternisse. Finsternisse treten nur auf, wenn sich Sonne und Mond gleichzeitig in der Nähe der Knoten der Mondumlaufbahn befinden. Eine Sonnenfinsternis tritt auf, wenn der Mond zwischen Sonne und Erde steht, also während der Neumondperiode, und eine Mondfinsternis tritt auf, wenn die Erde zwischen Sonne und Mond steht, also während der Vollmondperiode .

Scheinbare Bewegung der Planeten.

Das Sonnensystem besteht aus neun Planeten. Fünf von ihnen sind mit bloßem Auge am Himmel zu sehen. Das sind die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Unter den Sternen zeichnen sich die Planeten durch ihre Helligkeit aus. Aber ihre scheinbare Position relativ zu den Sternen ist nicht konstant. Sie bewegen sich ständig über den Himmel, als würden sie zwischen den Sternen wandern. Sichtbar tritt in der Nähe der Ekliptik auf, also in der Zone der Tierkreiszeichen. Anders als die scheinbare Bewegung von Sonne und Mond hat sie einen komplexen Charakter, da sie die tatsächlichen Bewegungen der Erde und der Planeten in ihren Umlaufbahnen um die Sonne widerspiegelt.

Entsprechend der Position ihrer Umlaufbahnen relativ zur Umlaufbahn der Erde werden die Planeten in innere und äußere eingeteilt. Die inneren Planeten kreisen innerhalb der Erdumlaufbahn um die Sonne, während die äußeren Planeten außerhalb davon kreisen. Die inneren Planeten sind Merkur und Venus, während die äußeren Planeten Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto sind. Wenn der Planet zwischen Erde und Sonne hindurchgeht und sich am Punkt 1 befindet, ist er für den Erdbeobachter nicht sichtbar, da zu diesem Zeitpunkt die unbeleuchtete Seite des Planeten der Erde zugewandt ist. Einige Zeit nach dem Passieren von Punkt 1 wird der Planet sichtbar und es scheint dem Beobachter, dass er relativ zur Sonne nach rechts abweicht.

Wenn der Planet Punkt 2 erreicht, sieht der Beobachter ihn weiter am Punkt A. Dann macht der Planet in seiner scheinbaren Bewegung eine Schleife zwischen den Sternen und beginnt, sich in die entgegengesetzte Richtung zu bewegen. Ihre Entfernung von der Sonne nimmt ab, sie versteckt sich allmählich in ihren Strahlen und geht gleichzeitig mit ihr unter. Zu diesem Zeitpunkt zieht der Planet hinter der Sonne vorbei. Nach einiger Zeit wird der Planet wieder sichtbar, aber jetzt links von der Sonne. Nachdem er die maximale Abweichung von der Sonne nach links erreicht hat, macht der Planet am Punkt B erneut eine Schleife, ändert seine Bewegungsrichtung und beginnt dann, sich der Sonne zu nähern. So wird die scheinbare Bewegung des inneren Planeten so dargestellt, als würde er um die Sonne oszillieren.

Bei der Position des Planeten rechts von der Sonne wird er weiter beobachtet wie ein Morgenstern und nach links positioniert wie ein Abendstern.

Die günstigsten Bedingungen für die Beobachtung der inneren Planeten sind die Bedingungen, unter denen sie sich in der Nähe der Punkte der größten Winkelabweichung von der Sonne befinden. Bei Merkur erreicht die maximale Winkelabweichung 28 ° und bei Venus - 48 °. Da Merkur nahe an der Sonne steht, ist es schwierig, ihn zu beobachten. Selbst bei maximaler Winkelabweichung von der Sonne ist er nur in der Abenddämmerung kurz nach Sonnenuntergang oder kurz vor Sonnenaufgang zu beobachten. Die Venus mit der größten Winkelabweichung geht etwa 3-4 Stunden vor Sonnenaufgang auf und geht bei Abendsicht nach Sonnenuntergang in der gleichen Zeit unter.

Für die Flugzeugbesatzung ist es wichtig zu wissen, wann morgens oder abends der Planet Venus an einem bestimmten Flugtag zu sehen sein wird. Dies kann am einfachsten durch AAE festgestellt werden. Dazu müssen Sie die Stundenwinkel von Sonne und Venus vergleichen, die aus der AAE für ein bestimmtes Datum für eine beliebige ganze Stunde entnommen wurden. Wenn der Stundenwinkel der Venus größer ist als der Stundenwinkel der Sonne, ist die Venus morgens im Osten sichtbar, und wenn weniger, abends im Westen.

Die äußeren Planeten umkreisen die Sonne in größerer Entfernung als die Erde. Daher ist die Natur ihrer scheinbaren Bewegung etwas anders als die der inneren Planeten. Unter den Sternen bewegen sie sich langsamer als die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne. Unter den äußeren Planeten hat der erdnächste Mars die scheinbar schnellste Bewegung. Opposition ist die Position des Planeten auf relativ zur Erde in einer der Sonne entgegengesetzten Richtung. Bei Opposition wird der Planet in der Nullphase beobachtet (die Scheibe ist vollständig beleuchtet). Daher ist diese Position des Planeten für seine Beobachtung am bequemsten. Während der Oppositionsperiode befindet sich der Planet in der entgegengesetzten Konstellation zu derjenigen, in der sich die Sonne zu diesem Zeitpunkt befindet. Daher kann der Planet in dieser Position die ganze Nacht am Himmel sichtbar sein. Um Planeten in der Himmelssphäre zu finden, werden spezielle Schemata verwendet, die im Anhang zum AAE angegeben sind. Diese Diagramme zeigen die scheinbare Jahresbahn zwischen den Sternen der Planeten, die in der Flugastronomie verwendet werden (siehe Anhang 4). Sichtbar führt zu einer kontinuierlichen Änderung ihrer äquatorialen Koordinaten, deren Werte in AAE für jede Stunde GMT angegeben sind.

Quellen.

http://stu.sernam.ru/book_aa.php?id=7

Alle Himmelskörper sind ungewöhnlich groß und sehr unterschiedlich von uns entfernt. Uns erscheinen sie aber ebenso weit entfernt und wie auf einer bestimmten Sphäre angesiedelt. Bei der Lösung praktischer Probleme in der Flugastronomie ist es wichtig, nicht die Entfernung zu den Sternen zu kennen, sondern ihre Position auf der Himmelskugel zum Zeitpunkt der Beobachtung.

Die Himmelskugel ist eine imaginäre Kugel mit unendlich großem Radius, deren Mittelpunkt der Beobachter ist. Bei der Betrachtung der Himmelskugel wird ihr Zentrum mit dem Auge des Betrachters kombiniert. Die Dimensionen der Erde werden vernachlässigt, daher wird der Mittelpunkt der Himmelskugel oft auch mit dem Erdmittelpunkt kombiniert. Die Leuchten werden in einer solchen Position auf die Kugel aufgebracht, in der sie zu einem bestimmten Zeitpunkt von einem bestimmten Punkt des Beobachterstandorts aus am Himmel sichtbar sind.

Die Himmelskugel hat eine Reihe charakteristischer Punkte, Linien und Kreise. Auf Abb. In Fig. 1.1 stellt ein Kreis mit beliebigem Radius eine Himmelskugel dar, in deren Mittelpunkt, angedeutet durch den Punkt O, der Beobachter steht. Betrachten Sie die Hauptelemente der Himmelskugel.

Die Vertikale des Beobachters ist eine gerade Linie, die durch den Mittelpunkt der Himmelskugel verläuft und mit der Richtung der Lotlinie am Punkt des Beobachters zusammenfällt. Zenith Z - der Schnittpunkt der Vertikalen des Beobachters mit der Himmelskugel, der sich über dem Kopf des Beobachters befindet. Nadir Z" - der Schnittpunkt der Vertikalen des Beobachters mit der Himmelskugel, gegenüber dem Zenit.

Der wahre Horizont N E SW W ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Vertikalen des Beobachters steht. Der wahre Horizont teilt die Himmelskugel in zwei Teile: die über dem Horizont liegende Hemisphäre, in der sich der Zenit befindet, und die unter dem Horizont liegende Hemisphäre, in der sich der Nadir befindet.

Die Weltachse PP" ist eine Gerade, um die sich die sichtbare tägliche Rotation der Himmelskugel vollzieht.

Reis. 1.1. Grundpunkte, Linien und Kreise auf der Himmelskugel

Die Weltachse ist parallel zur Rotationsachse der Erde und fällt für einen Beobachter, der sich an einem der Erdpole befindet, mit der Rotationsachse der Erde zusammen. Die scheinbare tägliche Drehung der Himmelskugel spiegelt die tatsächliche tägliche Drehung der Erde um ihre Achse wider.

Die Pole der Welt sind die Schnittpunkte der Weltachse mit der Himmelskugel. Der Himmelspol, der sich im Sternbild Kleiner Bär befindet, wird als Himmelsnordpol R bezeichnet, und der gegenüberliegende Pol wird als Süd-R bezeichnet.

Der Himmelsäquator ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Weltachse steht. Die Ebene des Himmelsäquators teilt die Himmelssphäre in die Nordhalbkugel, in der sich der Nordpol der Welt befindet, und die Südhalbkugel, in der sich der Südpol der Welt befindet.

Der Himmelsmeridian oder der Meridian des Beobachters ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, der durch die Pole der Welt, Zenit und Nadir, verläuft. Er fällt mit der Ebene des Erdmeridians des Beobachters zusammen und teilt die Himmelskugel in die östliche und westliche Hemisphäre.

Die Nord- und Südpunkte sind die Schnittpunkte des Himmelsmeridians mit dem wahren Horizont. Der Punkt, der dem Nordpol der Welt am nächsten liegt, heißt Nordpunkt des wahren Horizonts C, und der Punkt, der dem Südpol der Welt am nächsten liegt, heißt Südpunkt Yu. Die Punkte Ost und West sind die Schnittpunkte des Himmelsäquators mit dem wahren Horizont.

Mittagslinie - eine gerade Linie in der Ebene des wahren Horizonts, die die Punkte Nord und Süd verbindet. Diese Linie wird Mittag genannt, weil am Mittag, der lokalen wahren Sonnenzeit, der Schatten des vertikalen Pols mit dieser Linie zusammenfällt, dh mit dem wahren Meridian dieses Punktes.

Die Süd- und Nordpunkte des Himmelsäquators sind die Schnittpunkte des Himmelsmeridians mit dem Himmelsäquator. Der Punkt, der dem südlichen Punkt des Horizonts am nächsten liegt, wird als Südpunkt des Himmelsäquators bezeichnet, und der Punkt, der dem nördlichen Punkt des Horizonts am nächsten liegt, wird als Nordpunkt bezeichnet

Die Vertikale der Leuchte oder der Höhenkreis ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, der durch Zenit, Nadir und Leuchte verläuft. Die erste Vertikale ist die Vertikale, die durch die Punkte Ost und West verläuft.

Der Deklinationskreis oder der Stundenkreis der Leuchte PMP ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, der durch die Pole der Myoa und der Leuchte verläuft.

Die Tagesparallele der Leuchte ist ein kleiner Kreis auf der Himmelskugel, der parallel zur Ebene des Himmelsäquators durch die Leuchte gezogen wird. Die sichtbare Tagesbewegung der Gestirne erfolgt entlang der Tagesparallelen.

Almukantarat der Leuchte AMAG - ein kleiner Kreis auf der Himmelskugel, der parallel zur Ebene des wahren Horizonts durch die Leuchte gezogen wird.

Die betrachteten Elemente der Himmelskugel sind in der Flugastronomie weit verbreitet.

Thema 4. HIMMLISCHE SPHÄRE. ASTRONOMISCHE KOORDINATENSYSTEME

4.1. HIMMELSPHÄRE

Himmelskugel - eine imaginäre Kugel mit beliebigem Radius, auf die Himmelskörper projiziert werden. Dient zur Lösung verschiedener astrometrischer Probleme. Als Mittelpunkt der Himmelskugel wird in der Regel das Auge des Beobachters genommen. Für einen Beobachter auf der Erdoberfläche gibt die Rotation der Himmelskugel die tägliche Bewegung der Gestirne am Himmel wieder.

Das Konzept der Himmelskugel entstand in der Antike; es basierte auf dem visuellen Eindruck der Existenz eines gewölbten Firmaments. Dieser Eindruck rührt daher, dass das menschliche Auge aufgrund der enormen Entfernung der Himmelskörper die unterschiedlichen Entfernungen zu ihnen nicht wahrnehmen kann und sie gleich weit entfernt erscheinen. Bei den alten Völkern war dies mit dem Vorhandensein einer realen Kugel verbunden, die die ganze Welt umschließt und zahlreiche Sterne auf ihrer Oberfläche trägt. Somit war die Himmelskugel aus ihrer Sicht das wichtigste Element des Universums. Mit der Entwicklung der wissenschaftlichen Erkenntnisse fiel eine solche Sicht auf die Himmelssphäre weg. Die in der Antike festgelegte Geometrie der Himmelskugel hat jedoch durch Entwicklung und Verbesserung eine moderne Form erhalten, in der sie in der Astrometrie verwendet wird.

Der Radius der Himmelskugel kann beliebig angenommen werden: Um geometrische Zusammenhänge zu vereinfachen, wird er gleich eins angenommen. Je nach zu lösendem Problem kann das Zentrum der Himmelskugel an der Stelle platziert werden:

wo sich der Beobachter befindet (topozentrische Himmelskugel),

zum Erdmittelpunkt (geozentrische Himmelskugel),

zum Mittelpunkt eines bestimmten Planeten (planetenzentrische Himmelskugel),

zum Mittelpunkt der Sonne (heliozentrische Himmelskugel) oder zu jedem anderen Punkt im Raum.

Jede Leuchte auf der Himmelskugel entspricht einem Punkt, an dem sie von einer geraden Linie gekreuzt wird, die den Mittelpunkt der Himmelskugel mit der Leuchte (mit ihrem Mittelpunkt) verbindet. Beim Studium der relativen Position und sichtbaren Bewegungen der Leuchten auf der Himmelskugel wird das eine oder andere Koordinatensystem gewählt), das durch die Hauptpunkte und -linien bestimmt wird. Letztere sind normalerweise große Kreise der Himmelskugel. Jeder Großkreis einer Kugel hat zwei Pole, die auf ihm durch die Enden eines Durchmessers definiert sind, der senkrecht zur Ebene des gegebenen Kreises steht.

Namen der wichtigsten Punkte und Bögen auf der Himmelskugel

Senklot (oder vertikale Linie) - eine gerade Linie, die durch die Erdmittelpunkte und die Himmelskugel verläuft. Die Lotlinie schneidet die Oberfläche der Himmelskugel an zwei Punkten - Zenit , über dem Kopf des Beobachters, und Nadir - diametral gegenüberliegender Punkt.

mathematischer Horizont - ein Großkreis der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Lotlinie steht. Die Ebene des mathematischen Horizonts verläuft durch den Mittelpunkt der Himmelskugel und teilt ihre Oberfläche in zwei Hälften: sichtbar für den Beobachter, mit der Spitze im Zenit, und unsichtbar, mit einer Nadirspitze. Der mathematische Horizont fällt aufgrund der Unebenheit der Erdoberfläche und der unterschiedlichen Höhen der Beobachtungspunkte sowie der Krümmung der Lichtstrahlen in der Atmosphäre möglicherweise nicht mit dem sichtbaren Horizont zusammen.

Reis. 4.1. Himmelskugel

Weltachse - die Achse der scheinbaren Rotation der Himmelskugel, parallel zur Erdachse.

Die Weltachse schneidet die Oberfläche der Himmelskugel an zwei Punkten - Nordpol der Welt und Südpol der Welt .

Himmelspol - ein Punkt auf der Himmelskugel, um den herum die scheinbare tägliche Bewegung der Sterne aufgrund der Rotation der Erde um ihre Achse stattfindet. Der nördliche Himmelspol befindet sich im Sternbild Ursa Minor, südlich im Sternbild Oktant. Ergebend Präzession Die Pole der Welt bewegen sich etwa 20 Zoll pro Jahr.

Die Höhe des Weltpols ist gleich dem Breitengrad des Beobachterplatzes. Der Weltpol, der sich im oberen Teil der Sphäre befindet, wird erhöht genannt, während der andere Weltpol, der sich im unteren Teil der Sphäre befindet, niedrig genannt wird.

Himmelsäquator - ein großer Kreis der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Weltachse steht. Der Himmelsäquator teilt die Oberfläche der Himmelskugel in zwei Halbkugeln: nördlich Hemisphäre , mit seiner Spitze am nördlichen Himmelspol, und Südlichen Hemisphäre , mit einem Gipfel am südlichen Himmelspol.

Der Himmelsäquator schneidet den mathematischen Horizont an zwei Punkten: Punkt Ost und Punkt Westen . Der Ostpunkt ist der Punkt, an dem die Punkte der rotierenden Himmelskugel den mathematischen Horizont kreuzen und von der unsichtbaren Hemisphäre zur sichtbaren übergehen.

Himmelsmeridian - ein großer Kreis der Himmelskugel, dessen Ebene durch die Lotlinie und die Weltachse verläuft. Der Himmelsmeridian teilt die Oberfläche der Himmelskugel in zwei Halbkugeln - östliche Hemisphäre , mit Spitze am östlichen Punkt, und westliche Hemisphäre , mit Spitze an der Westspitze.

Mittagslinie - Schnittlinie der Ebene des Himmelsmeridians und der Ebene des mathematischen Horizonts.

Himmelsmeridian schneidet den mathematischen Horizont an zwei Punkten: Nordpunkt und Südspitze . Der Nordpunkt ist derjenige, der näher am Nordpol der Welt liegt.

Ekliptik - die Bahn der scheinbaren jährlichen Bewegung der Sonne in der Himmelskugel. Die Ebene der Ekliptik schneidet die Ebene des Himmelsäquators unter einem Winkel ε = 23°26".

Die Ekliptik schneidet den Himmelsäquator an zwei Punkten - Frühling und Herbst Äquinoktien . Zum Zeitpunkt des Frühlingsäquinoktiums wandert die Sonne von der Südhalbkugel der Himmelskugel zur Nordhalbkugel, zum Herbstäquinoktium von der Nordhalbkugel der Himmelskugel zur Südhalbkugel.

Die Punkte auf der Ekliptik, die 90° von den Äquinoktien entfernt sind, werden genannt Punkt Sommer Sonnenwende (auf der Nordhalbkugel) und Punkt Winter Sonnenwende (auf der Südhalbkugel).

Achse Ekliptik - der Durchmesser der Himmelskugel senkrecht zur Ebene der Ekliptik.

4.2. Hauptlinien und Ebenen der Himmelskugel

Die Achse der Ekliptik schneidet die Oberfläche der Himmelskugel an zwei Punkten - Nordpol der Ekliptik , liegend in der nördlichen Hemisphäre, und südlicher Ekliptikpol, auf der Südhalbkugel liegen.

Almukantarat (arabischer Kreis gleicher Höhe) Leuchten - ein kleiner Kreis der Himmelskugel, der durch die Leuchte verläuft, deren Ebene parallel zur Ebene des mathematischen Horizonts ist.

Höhenkreis oder vertikal ein Kreis oder vertikal Koryphäen - ein großer Halbkreis der Himmelskugel, der durch den Zenit, die Leuchte und den Nadir verläuft.

Täglich parallel Leuchten - ein kleiner Kreis der Himmelskugel, der durch die Leuchte verläuft, deren Ebene parallel zur Ebene des Himmelsäquators verläuft. Die sichtbaren Tagesbewegungen der Gestirne erfolgen entlang Tagesparallelen.

Ein Kreis Deklination Leuchten - ein großer Halbkreis der Himmelskugel, der durch die Pole der Welt und der Leuchte verläuft.

Ein Kreis Ekliptik Breite , oder einfach der Breitenkreis der Leuchte - ein großer Halbkreis der Himmelskugel, der durch die Pole der Ekliptik und der Leuchte verläuft.

Ein Kreis galaktisch Breite Leuchten - ein großer Halbkreis der Himmelskugel, der durch die galaktischen Pole und die Leuchte verläuft.

2. ASTRONOMISCHE KOORDINATENSYSTEME

Das Himmelskoordinatensystem wird in der Astronomie verwendet, um die Position von Himmelskörpern oder Punkten auf einer imaginären Himmelskugel zu beschreiben. Die Koordinaten von Leuchten oder Punkten werden durch zwei Winkelwerte (oder Bögen) angegeben, die die Position von Objekten auf der Himmelskugel eindeutig bestimmen. Das Himmelskoordinatensystem ist also ein Kugelkoordinatensystem, bei dem die dritte Koordinate – Entfernung – oft unbekannt ist und keine Rolle spielt.

Himmelskoordinatensysteme unterscheiden sich durch die Wahl der Hauptebene. Je nach Aufgabenstellung kann es bequemer sein, das eine oder andere System zu verwenden. Die am häufigsten verwendeten sind horizontale und äquatoriale Koordinatensysteme. Weniger oft - Ekliptik, galaktische und andere.

Horizontales Koordinatensystem

Das horizontale Koordinatensystem (horizontal) ist ein Himmelskoordinatensystem, in dem die Hauptebene die Ebene des mathematischen Horizonts ist und die Pole der Zenit und der Nadir sind. Es wird bei der Beobachtung von Sternen und der Bewegung der Himmelskörper des Sonnensystems am Boden mit bloßem Auge, durch ein Fernglas oder ein Teleskop verwendet. Die horizontalen Koordinaten der Planeten, der Sonne und der Sterne ändern sich durch die tägliche Rotation der Himmelskugel im Laufe des Tages kontinuierlich.

Linien und Ebenen

Das horizontale Koordinatensystem ist immer topozentrisch. Der Beobachter befindet sich immer an einem festen Punkt auf der Erdoberfläche (in der Abbildung mit O markiert). Wir nehmen an, dass sich der Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde auf dem Breitengrad φ befindet. Mit Hilfe eines Lots wird die Richtung zum Zenit (Z) als oberer Punkt bestimmt, auf den das Lot gerichtet ist, und der Nadir (Z ") wird als unterer (unter der Erde) definiert. Daher , die Linie (ZZ"), die Zenit und Nadir verbindet, wird Lot genannt.

4.3. Horizontales Koordinatensystem

Die Ebene senkrecht zur Lotlinie im Punkt O heißt Ebene des mathematischen Horizonts. Auf dieser Ebene wird die Richtung nach Süden (geografisch) und Norden bestimmt, beispielsweise in Richtung des kürzesten Schattens des Gnomons während des Tages. Sie ist am wahren Mittag am kürzesten, und die Linie (NS), die den Süden mit dem Norden verbindet, wird als Mittagslinie bezeichnet. Die östlichen (E) und westlichen (W) Punkte werden 90 Grad vom Südpunkt entfernt, jeweils gegen den Uhrzeigersinn und im Uhrzeigersinn, vom Zenit aus gesehen. Somit ist NESW die Ebene des mathematischen Horizonts

Das Flugzeug, das die Mittags- und Lotlinien durchfliegt (ZNZ "S") heißt Ebene des Himmelsmeridians , und die Ebene, die durch den Himmelskörper geht - die vertikale Ebene eines bestimmten Himmelskörpers . Der große Kreis, in dem sie die Himmelskugel durchquert, die Vertikale eines Himmelskörpers genannt .

Im horizontalen Koordinatensystem ist eine Koordinate entweder Sternhöhe h, oder sein Zenitabstand z. Eine weitere Koordinate ist der Azimut EIN.

Höhe h Leuchten wird der Bogen der Vertikalen der Leuchte von der Ebene des mathematischen Horizonts zur Richtung der Leuchte genannt. Höhen werden im Bereich von 0° bis +90° zum Zenit und von 0° bis –90° zum Nadir gemessen.

Der Zenitabstand z der Leuchten wird der vertikale Bogen der Leuchte vom Zenit zur Leuchte genannt. Zenitentfernungen werden von 0° bis 180° vom Zenit zum Nadir gezählt.

Azimut A der Leuchte wird der Bogen des mathematischen Horizonts von der Südspitze bis zur Vertikalen des Sterns genannt. Azimute werden in Richtung der täglichen Drehung der Himmelskugel gemessen, dh westlich des Südpunktes, im Bereich von 0 ° bis 360 °. Manchmal werden Azimute von 0° bis +180° nach Westen und von 0° bis –180° nach Osten gemessen (in der Geodäsie werden Azimute vom Nordpunkt aus gemessen).

Merkmale zum Ändern der Koordinaten von Himmelskörpern

Tagsüber beschreibt der Stern einen Kreis senkrecht zur Erdachse (PP"), der am Breitengrad φ unter einem Winkel φ zum mathematischen Horizont geneigt ist. Daher wird er sich nur bei φ gleich parallel zum mathematischen Horizont bewegen auf 90 Grad, also am Nordpol, daher gehen alle dort sichtbaren Sterne nicht unter (einschließlich der Sonne für ein halbes Jahr, siehe Tageslänge) und ihre Höhe h bleibt konstant werden die Sterne, die zu einer bestimmten Jahreszeit zur Beobachtung zur Verfügung stehen, unterteilt in:

ein- und ausgehend (h geht tagsüber durch 0)

nicht eingehend (h ist immer größer als 0)

nicht aufsteigend (h ist immer kleiner als 0)

Die maximale Höhe h eines Sterns wird einmal am Tag während eines seiner beiden Durchgänge durch den Himmelsmeridian - der oberen Kulmination - und die minimale - während des zweiten - der unteren Kulmination beobachtet. Von der unteren zur oberen Kulmination nimmt die Höhe h des Sterns zu, von der oberen zur unteren ab.

Erstes äquatoriales Koordinatensystem

In diesem System ist die Hauptebene die Ebene des Himmelsäquators. In diesem Fall ist eine Koordinate die Deklination δ (seltener der Polarabstand p). Eine weitere Koordinate ist der Stundenwinkel t.

Die Deklination δ der Leuchte ist der Bogen des Deklinationskreises vom Himmelsäquator zur Leuchte oder der Winkel zwischen der Ebene des Himmelsäquators und der Richtung zur Leuchte. Deklinationen werden von 0° bis +90° zum nördlichen Himmelspol und von 0° bis –90° zum südlichen Himmelspol gezählt.

4.4. Äquatoriales Koordinatensystem

Der Polabstand p des Gestirns ist der Bogen des Deklinationskreises vom Nordpol der Welt zum Gestirn oder der Winkel zwischen der Weltachse und der Richtung zum Gestirn. Polare Entfernungen werden von 0° bis 180° vom nördlichen Himmelspol zum Süden gemessen.

Der Stundenwinkel t der Leuchte ist der Bogen des Himmelsäquators vom oberen Punkt des Himmelsäquators (dh dem Schnittpunkt des Himmelsäquators mit dem Himmelsmeridian) bis zum Deklinationskreis der Leuchte oder dem Diederwinkel zwischen den Ebenen des Himmelsmeridians und dem Deklinationskreis der Leuchte. Stundenwinkel werden in Richtung der täglichen Drehung der Himmelskugel gemessen, dh westlich des oberen Punktes des Himmelsäquators, und reichen von 0 ° bis 360 ° (in Grad) oder von 0 Uhr bis 24 Uhr (in Stunden ). Manchmal werden Stundenwinkel von 0° bis +180° (0h bis +12h) im Westen und von 0° bis –180° (0h bis –12h) im Osten gemessen.

Zweites äquatoriales Koordinatensystem

In diesem System ist wie im ersten Äquatorsystem die Hauptebene die Ebene des Himmelsäquators, und eine Koordinate ist die Deklination δ (seltener der Polabstand p). Eine andere Koordinate ist die Rektaszension α. Die Rektaszension (RA, α) des Gestirns ist der Bogen des Himmelsäquators vom Frühlingsäquinoktium zum Deklinationskreis des Gestirns oder der Winkel zwischen der Richtung zum Frühlingsäquinoktium und der Ebene des Deklinationskreises die Leuchte. Rektaszensionen werden in der Richtung gezählt, die der täglichen Rotation der Himmelskugel entgegengesetzt ist und von 0° bis 360° (in Grad) oder von 0h bis 24h (in Stunden) reicht.

RA ist das astronomische Äquivalent zum Längengrad der Erde. Sowohl RA als auch Längengrad messen den Ost-West-Winkel entlang des Äquators; beide Maße werden vom Nullpunkt am Äquator aus gemessen. Für den Längengrad ist der Nullpunkt der Nullmeridian; für RA ist Null der Ort am Himmel, an dem die Sonne den Himmelsäquator zum Frühlingsäquinoktium kreuzt.

Die Deklination (δ) in der Astronomie ist eine der beiden Koordinaten des äquatorialen Koordinatensystems. Er entspricht dem Winkelabstand auf der Himmelskugel von der Ebene des Himmelsäquators zum Gestirn und wird üblicherweise in Grad, Bogenminuten und Bogensekunden ausgedrückt. Die Deklination ist nördlich des Himmelsäquators positiv und südlich negativ. Die Deklination hat immer ein Vorzeichen, auch wenn die Deklination positiv ist.

Die Deklination eines Himmelsobjekts, das durch den Zenit geht, entspricht dem Breitengrad des Beobachters (unter der Annahme, dass der nördliche Breitengrad + und der südliche Breitengrad negativ ist). Auf der Nordhalbkugel der Erde, für einen bestimmten Breitengrad φ, Himmelsobjekte mit Deklination

δ > +90° − φ gehen nicht über den Horizont hinaus, deshalb nennt man sie nicht untergehend. Wenn die Deklination des Objekts δ

Ekliptisches Koordinatensystem

In diesem System ist die Hauptebene die Ebene der Ekliptik. In diesem Fall ist eine Koordinate die ekliptische Breite β und die andere die ekliptische Länge λ.

4.5. Beziehung zwischen der Ekliptik und dem zweiten äquatorialen Koordinatensystem

Die ekliptikale Breite β der Leuchte ist der Bogen des Breitenkreises von der Ekliptik zur Leuchte oder der Winkel zwischen der Ebene der Ekliptik und der Richtung zur Leuchte. Ekliptische Breiten werden von 0° bis +90° zum Nordpol der Ekliptik und von 0° bis –90° zum Südpol der Ekliptik gemessen.

Die ekliptische Länge λ des Gestirns heißt Bogen der Ekliptik vom Punkt des Frühlingsäquinoktiums zum Breitenkreis des Gestirns oder der Winkel zwischen der Richtung zum Punkt des Frühlingsäquinoktiums und der Ebene des Kreises von Breitengrad der Leuchte. Ekliptische Längen werden in Richtung der scheinbaren Jahresbewegung der Sonne entlang der Ekliptik gemessen, also östlich des Frühlingsäquinoktiums im Bereich von 0° bis 360°.

Galaktische Koordinatensystem

In diesem System ist die Hauptebene die Ebene unserer Galaxis. In diesem Fall ist eine Koordinate die galaktische Breite b und die andere die galaktische Länge l.

4.6. Galaktische und zweite äquatoriale Koordinatensysteme.

Die galaktische Breite b der Leuchte ist der Bogen des Kreises der galaktischen Breite von der Ekliptik zur Leuchte oder der Winkel zwischen der Ebene des galaktischen Äquators und der Richtung zur Leuchte.

Galaktische Breiten werden von 0° bis +90° zum galaktischen Nordpol und von 0° bis –90° zum galaktischen Südpol gemessen.

Die galaktische Länge l der Leuchte ist der Bogen des galaktischen Äquators vom Bezugspunkt C zum Kreis der galaktischen Breite der Leuchte oder der Winkel zwischen der Richtung zum Bezugspunkt C und der Ebene des Kreises der galaktischen Breite von die Leuchte. Die galaktischen Längen werden vom galaktischen Nordpol aus gesehen gegen den Uhrzeigersinn gezählt, d. h. östlich des Bezugspunkts C, und reichen von 0° bis 360°.

Der Bezugspunkt C liegt nahe der Richtung zum galaktischen Zentrum, fällt aber nicht mit diesem zusammen, da letzteres aufgrund der geringen Anhebung des Sonnensystems über die Ebene der galaktischen Scheibe etwa 1 ° südlich des galaktischen Äquators liegt. Der Bezugspunkt C ist so gewählt, dass der Schnittpunkt des galaktischen und des Himmelsäquators bei Rektaszension 280° eine galaktische Länge von 32,93192° hat (für Epoche 2000).

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Die Himmelskugel ist eine imaginäre Kugel mit beliebigem Radius, deren Mittelpunkt im Beobachtungspunkt liegt (Abb. 1). Eine Ebene, die durch den Mittelpunkt der Himmelskugel senkrecht zur vertikalen Linie in Bezug auf die Erdoberfläche gezogen wird, bildet am Schnittpunkt mit der Himmelskugel einen großen Kreis, der als mathematischer oder wahrer Horizont bezeichnet wird.
Die Lotlinie schneidet die Himmelskugel an zwei diametral gegenüberliegenden Punkten - dem Zenit Z und dem Nadir Z'. Der Zenit liegt genau über dem Kopf des Beobachters, der Nadir wird von der Erdoberfläche verdeckt.
Die tägliche Rotation der Himmelskugel spiegelt die Rotation der Erde wider und erfolgt ebenfalls um die Erdachse, jedoch in entgegengesetzter Richtung, also von Ost nach West. Die Rotationsachse der Himmelskugel, die mit der Rotationsachse der Erde zusammenfällt, wird als Weltachse bezeichnet.
Der Nordpol der Welt P ist auf den Nordstern gerichtet (0 ° 51 vom Nordstern). Der südliche Himmelspol P' liegt über dem Horizont der südlichen Hemisphäre und ist von der nördlichen Hemisphäre aus nicht sichtbar.

Abb.1. Schnittpunkt von Himmelsäquator und Himmelsmeridian mit dem wahren Horizont

Der große Kreis der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Weltachse steht, wird als Himmelsäquator bezeichnet, der mit der Ebene des Erdäquators zusammenfällt. Der Himmelsäquator teilt die Himmelskugel in zwei Hemisphären - Nord und Süd. Der Himmelsäquator schneidet den wahren Horizont an zwei Punkten, die als Ost-O- und West-W-Punkt bezeichnet werden.Am Ostpunkt erhebt sich der Himmelsäquator über den wahren Horizont und am Westpunkt fällt er darüber hinaus.
Der durch Himmelspol (PP'), Zenit und Nadir (ZZ') verlaufende Großkreis der Himmelskugel wird als Himmelsmeridian bezeichnet, der sich in Form des Erdmeridians an der Erdoberfläche widerspiegelt. Der Himmelsmeridian teilt die Himmelskugel in Ost und West und schneidet den wahren Horizont an zwei diametral gegenüberliegenden Punkten - dem Südpunkt (S) und dem Nordpunkt (N).
Eine gerade Linie, die durch die Punkte Süd und Nord verläuft und die Schnittlinie der Ebene des wahren Horizonts mit der Ebene des Himmelsmeridians ist, wird Mittagslinie genannt.
Ein großer Halbkreis, der durch die Pole der Erde und jeden Punkt auf ihrer Oberfläche verläuft, wird Meridian dieses Punktes genannt. Der Meridian, der durch das Greenwich Observatory, das wichtigste Observatorium Großbritanniens, verläuft, wird Nullmeridian oder Nullmeridian genannt. Der Nullmeridian und der 180° vom Nullpunkt entfernte Meridian teilen die Erdoberfläche in zwei Hemisphären – die östliche und die westliche.
Der Großkreis der Himmelskugel, dessen Ebene mit der Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne zusammenfällt, wird Ekliptikebene genannt. Die Schnittlinie der Himmelskugel mit der Ebene der Ekliptik wird Ekliptiklinie oder einfach Ekliptik genannt (Abb. 3.2). Ekliptik ist ein griechisches Wort und bedeutet Sonnenfinsternis. Dieser Kreis wurde so benannt, weil Sonnen- und Mondfinsternisse auftreten, wenn sich beide Leuchten in der Nähe der Ebene der Ekliptik befinden. Für einen terrestrischen Beobachter findet die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik statt. Eine Linie, die senkrecht zur Ebene der Ekliptik verläuft und durch den Mittelpunkt der Himmelskugel verläuft, bildet an den Schnittpunkten mit ihr den Nord- (P) und Südpol (P') der Ekliptik.
Die Schnittlinie der Ebene der Ekliptik mit der Ebene des Himmelsäquators kreuzt die Oberfläche der Erdkugel an zwei diametral gegenüberliegenden Punkten, den sogenannten Frühlings- und Herbstäquinoktien. Der Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche wird normalerweise mit (Widder) bezeichnet, der Punkt der Herbst-Tagundnachtgleiche mit (Waage). Die Sonne tritt an diesen Punkten am 21. März bzw. 23. September auf. Heutzutage ist auf der Erde Tag gleich Nacht. Die Punkte der Ekliptik, die 90° von den Tagundnachtgleichen entfernt sind, werden Sonnenwenden genannt (22. Juli – Sommer, 23. Dezember – Winter).
Die Ebene des Himmelsäquators ist in einem Winkel von 23°27′ zur Ebene der Ekliptik geneigt. Die Neigung der Ekliptik zum Äquator bleibt nicht konstant. Als 1896 astronomische Konstanten genehmigt wurden, wurde beschlossen, die Neigung der Ekliptik gleich 23 ° 27′ 8,26 zu betrachten.
Durch den Einfluss der Anziehungskräfte von Sonne und Mond auf die Erde verändert er sich allmählich von 22°59′ auf 24°36′.

Reis. 2. Die Ebene der Ekliptik und ihr Schnittpunkt mit der Ebene des Himmelsäquators
Himmelskoordinatensysteme
Um den Standort eines Himmelskörpers zu bestimmen, wird das eine oder andere Himmelskoordinatensystem verwendet. Je nachdem, welcher der Kreise der Himmelskugel zum Aufbau des Koordinatengitters gewählt wird, werden diese Systeme als ekliptisches Koordinatensystem oder Äquatorialkoordinatensystem bezeichnet. Zur Bestimmung von Koordinaten auf der Erdoberfläche wird ein geografisches Koordinatensystem verwendet. Betrachten Sie all diese Systeme.
Ekliptisches Koordinatensystem.

Das Ekliptik-Koordinatensystem wird am häufigsten von Astrologen verwendet. Dieses System ist in allen alten Atlanten des Sternenhimmels enthalten. Das Ekliptiksystem ist auf der Ebene der Ekliptik aufgebaut. Die Position eines Himmelskörpers in diesem System wird durch zwei Kugelkoordinaten bestimmt - ekliptische Länge (oder einfach Länge) und ekliptische Breite.
Die ekliptische Länge L wird von der Ebene gemessen, die durch die Pole der Ekliptik und das Frühlingsäquinoktium in Richtung der jährlichen Bewegung der Sonne verläuft, d.h. entlang der Tierkreiszeichen (Abb. 3.3). Der Längengrad wird von 0° bis 360° gemessen.
Ekliptikbreite B ist der Winkelabstand von der Ekliptik zu den Polen. Der Wert von B ist positiv zum Nordpol der Ekliptik, negativ - zum Süden. Gemessen von +90° bis –90°.

Abb. 3. Ekliptisches System von Himmelskoordinaten.

Äquatoriales Koordinatensystem.

Das äquatoriale Koordinatensystem wird manchmal auch von Astrologen verwendet. Dieses System ist auf dem Himmelsäquator aufgebaut, der mit dem Erdäquator zusammenfällt (Abb. 4). Die Position eines Himmelskörpers in diesem System wird durch zwei Koordinaten bestimmt - Rektaszension und Deklination.
Die Rektaszension wird vom Frühlingsäquinoktium 0° zur Seite gegen die tägliche Drehung der Himmelskugel gemessen. Sie wird entweder im Bereich von 0° bis 360° oder in Zeiteinheiten von 0 h gemessen. bis zu 24 Stunden. Deklination? ist der Winkel zwischen dem Himmelsäquator und dem Pol (ähnlich dem Breitengrad im Ekliptiksystem) und wird von -90° bis +90° gemessen.

Abb.4. Äquatoriales Himmelskoordinatensystem

Geographisches Koordinatensystem.

Bestimmt durch geografische Länge und geografische Breite. In der Astrologie wird es für die Koordinaten des Geburtsortes verwendet.
Geografische Länge? wird vom Greenwich-Meridian mit dem +-Zeichen nach Osten und - nach Westen von -180° bis +180° gemessen (Abb. 3.5). Manchmal wird die geografische Länge in Zeiteinheiten von 0 bis 24 Stunden gemessen, wobei sie östlich von Greenwich gezählt wird.
Geografische Breite? wird entlang der Meridiane in Richtung der geographischen Pole mit einem +-Zeichen nach Norden, mit einem - südlich des Äquators gezählt. Die geografische Breite nimmt einen Wert von - 90 ° bis + 90 ° an.

Abb.5. Geografische Koordinaten

Präzession
Astronomen der Antike glaubten, dass die Rotationsachse der Erde relativ zur Sternkugel bewegungslos sei, aber Hyparchus (160 v. Chr.) Entdeckte, dass sich das Frühlingsäquinoktium langsam auf die jährliche Bewegung der Sonne zubewegt, d.h. gegen den Lauf der Tierkreiszeichen. Dieses Phänomen wird als Präzession bezeichnet.
Die Verdrängung beträgt 50'3.1" pro Jahr. Das Frühlingsäquinoktium macht in 25.729 Jahren einen vollen Kreis, d.h. 1° vergeht in ungefähr 72 Jahren. Der Bezugspunkt auf der Himmelskugel ist der Himmelsnordpol. Aufgrund der Präzession bewegt es sich langsam zwischen den Sternen um den Ekliptikpol herum entlang eines Kreises mit einem Kugelradius von 23 ° 27 '. In unserer Zeit nähert er sich dem Polarstern.
Jetzt beträgt der Winkelabstand zwischen dem Nordpol der Welt und dem Nordstern 57 '. In der geringsten Entfernung (28′) wird er sich im Jahr 2000 nähern und nach 12.000 Jahren in der Nähe des hellsten Sterns der nördlichen Hemisphäre, Wega, sein.
Zeitmessung
Das Problem der Zeitmessung wurde im Laufe der Geschichte der menschlichen Entwicklung gelöst. Es ist schwierig, sich ein komplexeres Konzept als Zeit vorzustellen. Der größte Philosoph der Antike, Aristoteles, schrieb vier Jahrhunderte vor unserer Zeitrechnung, dass unter den Unbekannten in der uns umgebenden Natur die Zeit das Unbekannteste ist, weil niemand weiß, was die Zeit ist und wie man damit umgeht.
Die Zeitmessung basiert auf der Rotation der Erde um ihre Achse und auf ihrem Umlauf um die Sonne. Diese Prozesse sind kontinuierlich und haben ausreichend konstante Perioden, wodurch sie als natürliche Zeiteinheiten verwendet werden können.
Aufgrund der Tatsache, dass die Umlaufbahn der Erde eine Ellipse ist, erfolgt die Bewegung der Erde entlang ihr mit einer ungleichmäßigen Geschwindigkeit, und folglich tritt auch die Geschwindigkeit der scheinbaren Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik ungleichmäßig auf. Alle Gestirne überqueren in ihrer sichtbaren Bewegung pro Tag zweimal den Himmelsmeridian. Der Schnittpunkt des Himmelsmeridians mit dem Mittelpunkt des Gestirns wird Kulmination des Gestirns genannt (Kulmination ist ein lateinisches Wort und bedeutet in der Übersetzung „Spitze“). Es gibt obere und untere Höhepunkte der Leuchte. Das Zeitintervall zwischen den Höhepunkten wird als halber Tag bezeichnet. Der Moment der oberen Kulmination des Sonnenzentrums wird als wahrer Mittag bezeichnet, und der Moment der unteren als wahre Mitternacht. Sowohl der obere als auch der untere Höhepunkt können als Beginn oder Ende des Zeitintervalls (Tage) dienen, das wir als Einheit gewählt haben.
Wählen wir den Mittelpunkt der wahren Sonne als Hauptpunkt für die Bestimmung der Tageslänge, d.h. das Zentrum dieser Sonnenscheibe, die wir auf der Himmelskugel sehen, erhalten wir eine Zeiteinheit, die als echter Sonnentag bezeichnet wird.
Bei der Wahl der sogenannten mittleren äquatorialen Sonne als Hauptpunkt, d.h. irgendein fiktiver Punkt, der sich entlang des Äquators mit einer konstanten Geschwindigkeit der Sonne entlang der Ekliptik bewegt, erhalten wir eine Zeiteinheit, die als durchschnittlicher Sonnentag bezeichnet wird.
Wenn wir das Frühlingsäquinoktium als Hauptpunkt für die Bestimmung der Tageslänge wählen, erhalten wir eine Zeiteinheit, die Sterntage genannt werden. Ein Sternentag ist um 3 Minuten kürzer als ein Sonnentag. 56,555 Sek. Der lokale Sterntag ist das Zeitintervall vom Zeitpunkt der oberen Kulmination des Widderpunktes auf dem lokalen Meridian bis zu diesem Zeitpunkt. In einem bestimmten Bereich kulminiert jeder Stern immer auf der gleichen Höhe über dem Horizont, weil sich sein Winkelabstand zum Himmelspol und zum Himmelsäquator nicht ändert. Die Sonne und der Mond ändern dagegen die Höhe, auf der sie kulminieren. Die Intervalle zwischen den Höhepunkten der Sterne sind vier Minuten kürzer als die Intervalle zwischen den Höhepunkten der Sonne. Die Sonne an einem Tag (der Zeit einer Umdrehung der Himmelskugel) schafft es, sich relativ zu den Sternen nach Osten zu bewegen - in die entgegengesetzte Richtung zur täglichen Rotation des Himmels, in einem Abstand von etwa 1 °, seit dem Himmelskugel macht eine komplette Umdrehung (360°) in 24 Stunden (15° - in 1 Stunde, 1° in 4 Minuten).
Die Höhepunkte des Mondes verspäten sich jeden Tag um bis zu 50 Minuten, da der Mond ungefähr eine Umdrehung pro Monat in Richtung der Rotation des Himmels macht.
Im Sternenhimmel nehmen die Planeten ebenso wie Mond und Sonne keinen festen Platz ein, daher auf der Karte des Sternenhimmels sowie auf den Karten von Kosmogrammen und Horoskopen die Position von Sonne, Mond und Planeten können nur für einen bestimmten Zeitpunkt angezeigt werden.
Normalzeit. Die Standardzeit (Tp) eines beliebigen Punktes ist die lokale mittlere Sonnenzeit des geografischen Hauptmeridians der Zeitzone, in der sich dieser Punkt befindet. Zur bequemen Bestimmung der Zeit ist die Erdoberfläche durch 24 Meridiane geteilt - jeder von ihnen ist in der Länge genau 15 ° vom benachbarten entfernt. Diese Meridiane definieren 24 Zeitzonen. Die Grenzen der Zeitzonen sind von jedem der entsprechenden Meridiane um 7,5 ° nach Osten und Westen getrennt. Die Zeit desselben Riemens zu jedem Zeitpunkt für alle seine Punkte wird als gleich angesehen. Null ist der Meridian von Greenwich. Auch eine Datumsgrenze wurde eingebaut, d.h. eine imaginäre Linie, westlich davon ist das Kalenderdatum für alle Zeitzonen östlicher Länge einen Tag länger als für Länder in Zeitzonen westlicher Länge.
Die Normalzeit wurde 1919 in Russland eingeführt. Ausgehend vom internationalen Zeitzonensystem und den damals bestehenden Verwaltungsgrenzen wurden die Zeitzonen von II bis einschließlich XII in die Karte der RSFSR eingezeichnet (siehe Anhang 2, Tabelle 12).
Die Ortszeit. Die Zeit in jeder Dimension, ob Sternzeit, wahre Sonnenzeit oder mittlere Sonnenzeit eines Meridians, wird lokale Sternzeit, lokale wahre Sonnenzeit und lokale mittlere Sonnenzeit genannt. Alle Punkte, die zum selben Zeitpunkt auf demselben Meridian liegen, haben dieselbe Zeit, die Ortszeit LT (Local Time) genannt wird. Auf verschiedenen Meridianen ist die Ortszeit unterschiedlich, weil Die Erde, die sich um ihre Achse dreht, dreht nacheinander verschiedene Teile der Oberfläche zur Sonne. Die Sonne geht auf und der Tag kommt nicht an allen Orten der Erde zur gleichen Zeit. Östlich des Greenwich-Meridians nimmt die Ortszeit zu und im Westen ab. Die Ortszeit wird von Astrologen verwendet, um die sogenannten Felder (Häuser) des Horoskops zu finden.
Weltzeit. Die lokale mittlere Sonnenzeit des Greenwich-Meridians wird als Universal- oder Weltzeit (UT, GMT) bezeichnet. Die lokale mittlere Sonnenzeit eines beliebigen Punktes auf der Erdoberfläche wird durch die geografische Länge dieses Punktes bestimmt, ausgedrückt in Stunden und gezählt vom Greenwich-Meridian. Östlich von Greenwich gilt die Zeit als positiv, d.h. er ist größer als in Greenwich, und westlich von Greenwich ist er negativ, d. h. Zeit in Gebieten westlich von Greenwich ist kürzer als die Greenwich Mean Time.
Sommerzeit (td) - die Zeit, die am 21. Juni 1930 in der gesamten Sowjetunion eingeführt wurde. Am 31. März 1991 aufgehoben. Ab dem 19. März 1992 auf dem Territorium der GUS und Russlands wieder eingeführt.
Sommerzeit (Tl) ist die Zeit, die in der ehemaligen Sowjetunion ab dem 1. April 1991 eingeführt wurde.
Ephemeridenzeit. Die Ungleichmäßigkeit der universellen Zeitskala führte zu der Notwendigkeit, eine neue Skala einzuführen, die durch die Umlaufbewegungen der Körper des Sonnensystems bestimmt wird und die Skala der Änderung der unabhängigen Variablen der sich bildenden Differentialgleichungen der Newtonschen Mechanik darstellt die Grundlage der Bewegungstheorie der Himmelskörper. Eine Ephemeridensekunde entspricht 1/31556925,9747 eines tropischen Jahres (siehe) zu Beginn unseres Jahrhunderts (1900). Der Nenner dieses Bruchs entspricht der Anzahl der Sekunden im tropischen Jahr 1900. Als Nullpunkt der Ephemeriden-Zeitskala wird die Epoche 1900 gewählt. Der Beginn dieses Jahres entspricht dem Moment, als die Sonne einen Längengrad von 279°42′ hatte.
Siderisches oder siderisches Jahr. Dies ist der Zeitraum, in dem die Sonne während ihrer scheinbaren jährlichen Bewegung um die Erde entlang der Ekliptik eine vollständige Umdrehung (360 °) beschreibt und in ihre vorherige Position relativ zu den Sternen zurückkehrt.
tropisches Jahr. Dies ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Sonnendurchgängen durch das Frühlingsäquinoktium. Aufgrund der Präzessionsbewegung des Frühlingsäquinoktiums zur Bewegung der Sonne ist das tropische Jahr etwas kürzer als das siderische.
anormales Jahr. Dies ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen der Erde durch das Perihel.
Kalenderjahr. Das Kalenderjahr wird verwendet, um die Zeit zu messen. Es enthält eine ganze Zahl von Tagen. Die Länge des Kalenderjahres wird mit Fokus auf das Tropenjahr gewählt, da die korrekte periodische Wiederkehr der Jahreszeiten genau mit der Länge des Tropenjahres verbunden ist. Und da das Tropenjahr keine ganzzahlige Anzahl von Tagen enthält, musste beim Erstellen des Kalenders auf ein System zum Einfügen zusätzlicher Tage zurückgegriffen werden, das die aufgrund des Bruchteils des Tropenjahres angesammelten Tage kompensieren würde. Im julianischen Kalender, der 46 v. Chr. von Julius Cäsar eingeführt wurde. Mit Hilfe des alexandrinischen Astronomen Sosigen enthielten einfache Jahre 365 Tage, Schaltjahre - 366. Somit war die durchschnittliche Jahreslänge im Julianischen Kalender 0,0078 Tage länger als das tropische Jahr. Wenn beispielsweise die Sonne im Jahr 325 am 21. März durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche ging, dann fiel 1582, als die Kalenderreform von Papst Gregor XIII. verabschiedet wurde, der Tag der Tagundnachtgleiche auf den 11. März. Die vom italienischen Mediziner und Astronomen Luigi Lilio vorgeschlagene Kalenderreform sieht den Wegfall einiger Schaltjahre vor. Als solche Jahre wurden die Jahre zu Beginn eines jeden Jahrhunderts genommen, in denen die Hunderterzahl nicht durch 4 teilbar ist, nämlich: 1700, 1800 und 1900. Somit wurde die durchschnittliche Dauer des gregorianischen Jahres gleich 365,2425 mittlere Sonnentage. In einer Reihe europäischer Länder erfolgte der Übergang zu einem neuen Stil am 4. Oktober 1582, als der 15. Oktober am nächsten Tag in Betracht gezogen wurde. In Russland wurde der neue (gregorianische) Stil 1918 eingeführt, als gemäß Beschluss des Rates der Volkskommissare vom 1. Februar 1918 der 14. Februar vorgeschrieben wurde.
Neben dem Kalendersystem zum Zählen von Tagen hat sich in der Astronomie ein System des kontinuierlichen Zählens von Tagen ab einem bestimmten Anfangsdatum verbreitet. Ein solches System wurde im 16. Jahrhundert vom Leidener Professor Scaliger vorgeschlagen. Sie wurde zu Ehren von Scaligers Vater Julius benannt, daher wird sie als Julianische Periode bezeichnet (nicht zu verwechseln mit dem Julianischen Kalender!). Als Ausgangspunkt wurde der Mittag von Greenwich am 1. Januar 4713 v. Chr. genommen. nach dem julianischen Kalender beginnt der julianische Tag also zur Greenwich Mean Time. Jeder Tag nach diesem Zeitkonto hat seine fortlaufende Nummer. In Ephemeriden - astronomischen Tabellen - werden Julianische Tage ab dem 1. Januar 1900 gezählt. 1. Januar 1996 - 2.450.084 Julianische Tage.

Planeten des Sonnensystems
Es gibt neun große Planeten im Sonnensystem. In der Reihenfolge der Entfernung von der Sonne sind dies Merkur, Venus, Erde (mit dem Mond), Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto (Abb. 6).

Abb.6. Umlaufbahnen der Planeten im Sonnensystem

Die Planeten umkreisen die Sonne in Ellipsen, die fast in der gleichen Ebene liegen. Zwischen Mars und Jupiter kreisen kleine Planeten, die sogenannten Asteroiden, deren Zahl an die 2000 heranreicht, der Raum zwischen den Planeten ist gefüllt mit verdünntem Gas und kosmischem Staub. Es wird von elektromagnetischen Strahlungen durchdrungen, die Träger von Magnet-, Gravitations- und anderen Kraftfeldern sind.
Die Sonne ist im Durchmesser etwa 109-mal größer als die Erde und 330.000-mal massereicher als die Erde, und die Masse aller Planeten zusammen beträgt nur etwa 0,1 Prozent der Sonnenmasse. Die Sonne steuert durch ihre Anziehungskraft die Bewegung der Planeten des Sonnensystems. Je näher ein Planet an der Sonne ist, desto größer ist seine lineare und Winkelgeschwindigkeit der Rotation um die Sonne. Die Umlaufzeit des Planeten um die Sonne im Verhältnis zu den Sternen wird als Stern- oder Sternperiode bezeichnet (siehe Anhang 2, Tabelle 1.2). Die Umlaufzeit der Erde relativ zu den Sternen wird Sternjahr genannt.
Bis ins 16. Jahrhundert existierte das sogenannte geozentrische Weltsystem des Claudius Ptolemäus. Im 16. Jahrhundert wurde dieses System vom polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus überarbeitet, der die Sonne ins Zentrum stellte. Galileo, der das erste Spektiv, den Prototyp des Teleskops, baute, bestätigte die Theorie von Copernicus anhand seiner Beobachtungen.
Anfang des 17. Jahrhunderts stellte Johannes Kepler, ein Mathematiker und Astrologe des österreichischen Königshofes, drei Bewegungsgesetze der Körper im Sonnensystem auf.
Keplers erstes Gesetz. Die Planeten bewegen sich in Ellipsen mit der Sonne in einem der Brennpunkte.
Keplers zweites Gesetz. Der Radiusvektor des Planeten beschreibt gleiche Flächen in gleichen Zeitintervallen, je näher der Planet also an der Sonne ist, desto schneller bewegt er sich und umgekehrt, je weiter er von der Sonne entfernt ist, desto langsamer bewegt er sich.
Keplers drittes Gesetz. Die Quadrate der Umlaufzeiten der Planeten verhalten sich zueinander wie die Kubikzahlen ihrer durchschnittlichen Entfernungen von der Sonne (die großen Halbachsen ihrer Bahnen). Somit bestimmt Keplers zweites Gesetz quantitativ die Änderung der Geschwindigkeit der Bewegung des Planeten entlang einer Ellipse, und Keplers drittes Gesetz bezieht die durchschnittlichen Entfernungen der Planeten von der Sonne auf die Perioden ihrer Sternumläufe und lässt die großen Halbachsen aller Planetenumlaufbahnen zu in Einheiten der großen Halbachse der Erdumlaufbahn ausgedrückt werden.
Basierend auf Beobachtungen der Mondbewegung und der Keplerschen Gesetze entdeckte Newton das Gesetz der universellen Gravitation. Er fand heraus, dass die Art der Umlaufbahn, die ein Körper beschreibt, von der Geschwindigkeit des Himmelskörpers abhängt. Somit sind die Keplerschen Gesetze, die es ermöglichen, die Umlaufbahn des Planeten zu bestimmen, eine Folge eines allgemeineren Naturgesetzes – des Gesetzes der universellen Gravitation, das die Grundlage der Himmelsmechanik bildet. Die Keplerschen Gesetze werden eingehalten, wenn die Bewegung zweier isolierter Körper unter Berücksichtigung ihrer gegenseitigen Anziehung betrachtet wird, wobei aber nicht nur die Anziehung der Sonne, sondern auch die gegenseitige Anziehung aller neun Planeten im Sonnensystem wirkt. Damit verbunden tritt eine, wenn auch eher kleine, Abweichung von der Bewegung auf, die bei strikter Befolgung der Keplerschen Gesetze auftreten würde. Solche Abweichungen werden Störungen genannt. Sie müssen bei der Berechnung der scheinbaren Position der Planeten berücksichtigt werden. Außerdem wurde der Planet Neptun dank Störungen entdeckt, er wurde, wie man so sagt, auf der Spitze eines Stiftes berechnet.
In den 40er Jahren des 19. Jahrhunderts wurde entdeckt, dass der von V. Herschel Ende des 18. Jahrhunderts entdeckte Uranus unter Berücksichtigung von Störungen aller bereits bekannten Planeten kaum merklich von der Bahn abweicht, die er einschlagen sollte. Die Astronomen Le Verrier (in Frankreich) und Adams (in England) schlugen vor, dass Uranus der Anziehungskraft eines anderen unbekannten Körpers unterliegt. Sie berechneten die Umlaufbahn des unbekannten Planeten, seine Masse und zeigten sogar den Ort am Himmel an, an dem sich der unbekannte Planet zu einem bestimmten Zeitpunkt befinden sollte. 1846 wurde dieser Planet mit einem Teleskop an der von ihnen angegebenen Stelle vom deutschen Astronomen Halle gefunden. So wurde Neptun entdeckt.
Scheinbare Bewegung der Planeten. Aus Sicht eines irdischen Beobachters ändern die Planeten in bestimmten Abständen ihre Bewegungsrichtung, im Gegensatz zu Sonne und Mond, die sich in einer Richtung über den Himmel bewegen. In dieser Hinsicht gibt es eine direkte Bewegung des Planeten (von West nach Ost, wie die Sonne und der Mond) und eine rückläufige oder rückläufige Bewegung (von Ost nach West). Im Moment des Übergangs von einer Bewegungsart zu einer anderen tritt ein scheinbarer Stopp des Planeten auf. Basierend auf dem Vorhergehenden ist die scheinbare Bahn jedes Planeten vor dem Hintergrund der Sterne eine komplexe Linie mit Zickzacklinien und Schleifen. Die Formen und Größen der beschriebenen Schleifen sind für verschiedene Planeten unterschiedlich.
Es gibt auch einen Unterschied zwischen den Bewegungen der inneren und äußeren Planeten. Zu den inneren Planeten gehören Merkur und Venus, deren Umlaufbahnen innerhalb der Umlaufbahn der Erde liegen. Die inneren Planeten sind in ihrer Bewegung eng mit der Sonne verbunden, Merkur entfernt sich nicht weiter als 28 ° von der Sonne, Venus - 48 °. Die Konfiguration, in der Merkur oder Venus zwischen Sonne und Erde vorbeizieht, wird als untere Konjunktion mit der Sonne bezeichnet, während der oberen Konjunktion befindet sich der Planet hinter der Sonne, d.h. Die Sonne steht zwischen dem Planeten und der Erde. Äußere Planeten sind Planeten, deren Umlaufbahnen außerhalb der Erdumlaufbahn liegen. Die äußeren Planeten bewegen sich sozusagen unabhängig von der Sonne vor dem Hintergrund der Sterne. Sie beschreiben Schleifen, wenn sie sich in der der Sonne entgegengesetzten Region des Himmels befinden. Die äußeren Planeten haben nur eine höhere Konjunktion. In Fällen, in denen sich die Erde zwischen der Sonne und dem äußeren Planeten befindet, tritt die sogenannte Opposition auf.
Die Opposition des Mars zu dem Zeitpunkt, wenn Erde und Mars möglichst nahe beieinander stehen, wird als große Opposition bezeichnet. Große Konfrontationen wiederholen sich in 15-17 Jahren.
Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems
Planeten der Erdgruppe. Merkur, Venus, Erde und Mars werden erdähnliche Planeten genannt. Sie unterscheiden sich in vielerlei Hinsicht von den Riesenplaneten: geringere Größe und Masse, größere Dichte usw.
Merkur ist der sonnennächste Planet. Sie ist der Sonne 2,5-mal näher als die Erde. Für einen irdischen Beobachter ist Merkur nicht mehr als 28° von der Sonne entfernt. Nur in der Nähe der äußersten Positionen ist der Planet in den Strahlen der Abend- oder Morgendämmerung zu sehen. Für das bloße Auge ist Merkur ein heller Punkt, und in einem starken Teleskop sieht er aus wie ein Halbmond oder ein unvollständiger Kreis. Merkur ist von einer Atmosphäre umgeben. Der atmosphärische Druck an der Oberfläche des Planeten ist etwa 1.000-mal geringer als an der Erdoberfläche. Die Oberfläche von Merkur ist dunkelbraun und mondähnlich, übersät mit Ringbergen und Kratern. Sternentag, d.h. Die Rotationsperiode um die Achse relativ zu den Sternen beträgt 58,6 unserer Tage. Ein Sonnentag auf Merkur dauert zwei Merkurjahre, also etwa 176 Erdentage. Die Länge von Tag und Nacht auf Merkur führt zu einem dramatischen Temperaturunterschied zwischen den Mittags- und Mitternachtsregionen. Die Tageshemisphäre des Merkur erwärmt sich auf 380°C und mehr.
Venus ist der erdnächste Planet im Sonnensystem. Die Venus ist fast so groß wie der Globus. Die Oberfläche des Planeten ist immer von Wolken verdeckt. Die Gashülle der Venus wurde 1761 von M. V. Lomonosov entdeckt. Die Atmosphäre der Venus unterscheidet sich in ihrer chemischen Zusammensetzung stark von der der Erde und ist zum Atmen völlig ungeeignet. Es besteht aus ungefähr 97% Kohlendioxid, Stickstoff - 2%, Sauerstoff - nicht mehr als 0,1%. Ein Sonnentag sind 117 Erdtage. Es hat keinen Wechsel der Jahreszeiten. An seiner Oberfläche liegt die Temperatur nahe +450 ° C und der Druck beträgt etwa 100 Atmosphären. Die Rotationsachse der Venus ist fast genau auf den Pol der Umlaufbahn gerichtet. Die tägliche Rotation der Venus erfolgt nicht in Vorwärts-, sondern in Gegenrichtung, d.h. in entgegengesetzter Richtung der Umlaufbahn des Planeten um die Sonne.
Mars ist der vierte Planet im Sonnensystem, der letzte der terrestrischen Planeten. Der Mars ist fast halb so groß wie die Erde. Die Masse ist etwa 10 mal geringer als die Masse der Erde. Die Beschleunigung im freien Fall auf seiner Oberfläche ist 2,6-mal geringer als auf der Erde. Ein Sonnentag auf dem Mars dauert 24 Stunden und 37,4 Minuten, d.h. fast wie auf der Erde. Die Dauer der Tageslichtstunden und die Mittagshöhe der Sonne über dem Horizont ändern sich im Laufe des Jahres ähnlich wie auf der Erde, aufgrund der fast identischen Neigung der Äquatorebene zur Bahnebene bei diesen Planeten (bei Mars etwa 25°). Wenn der Mars in Opposition steht, ist er so hell, dass er durch seine rot-orange Farbe von anderen Leuchten unterschieden werden kann. Auf der Marsoberfläche sind zwei Polkappen sichtbar, wenn die eine wächst, schrumpft die andere. Es ist mit Ringbergen übersät. Die Oberfläche des Planeten ist in Dunst gehüllt, sie ist mit Wolken bedeckt. Mächtige Staubstürme toben auf dem Mars, manchmal über Monate. Der Druck der Atmosphäre ist 100-mal geringer als der der Erde. Die Atmosphäre selbst besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid. Tägliche Temperaturschwankungen erreichen 80-100°C.
Riesige Planeten. Zu den Riesenplaneten zählen die vier Planeten des Sonnensystems: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.
Jupiter ist der größte Planet im Sonnensystem. Er ist doppelt so massiv wie alle anderen Planeten zusammen. Aber die Masse des Jupiter ist klein im Vergleich zur Sonne. Es ist 11-mal größer als die Erde im Durchmesser und mehr als 300-mal größer in der Masse. Jupiter ist 5,2 AE von der Sonne entfernt. Die Umlaufzeit um die Sonne beträgt etwa 12 Jahre. Der Äquatordurchmesser von Jupiter beträgt etwa 142.000 km. Die Winkelgeschwindigkeit der täglichen Rotation dieses Riesen ist 2,5-mal größer als die der Erde. Die Umlaufzeit von Jupiter am Äquator beträgt 9 Stunden 50 Minuten.
Jupiter hat in seinem Aufbau, seiner chemischen Zusammensetzung und seinen oberflächennahen physikalischen Bedingungen nichts mit der Erde und den erdähnlichen Planeten gemeinsam. Es ist nicht bekannt, ob Jupiters Oberfläche fest oder flüssig ist. Mit einem Teleskop können Sie helle und dunkle Bänder wechselnder Wolken beobachten. Die äußere Schicht dieser Wolken besteht aus Partikeln von gefrorenem Ammoniak. Die Temperatur der Wolkenschichten beträgt etwa -145 ° C. Über den Wolken scheint Jupiters Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium zu bestehen. Die Dicke der Gashülle von Jupiter ist extrem groß, während die durchschnittliche Dichte von Jupiter im Gegensatz dazu sehr gering ist (von 1260 bis 1400 kg/m3), was nur 24% der durchschnittlichen Dichte der Erde entspricht.
Jupiter hat 14 Monde, der dreizehnte wurde 1974 entdeckt und der vierzehnte 1979. Sie bewegen sich auf elliptischen Bahnen um den Planeten. Von diesen zeichnen sich zwei Satelliten durch ihre Größe aus, nämlich Callisto und Ganymede - der größte der Satelliten im Sonnensystem.
Saturn ist der zweitgrößte Planet. Er ist doppelt so weit von der Sonne entfernt wie Jupiter. Sein Äquatordurchmesser beträgt 120.000 km. Saturn hat die halbe Masse von Jupiter. Eine kleine Beimischung von gasförmigem Methan wurde sowohl in der Atmosphäre von Saturn als auch auf Jupiter gefunden. Die Temperatur auf der sichtbaren Seite des Saturn liegt nahe am Gefrierpunkt von Methan (-184°C), dessen feste Partikel höchstwahrscheinlich die Wolkenschicht dieses Planeten bilden. Die Periode der axialen Drehung beträgt 10 Stunden. 14min. Saturn drehte sich schnell und nahm eine abgeflachte Form an. Ein flaches Ringsystem umkreist den Planeten um den Äquator, ohne seine Oberfläche zu berühren. In den Ringen werden drei Zonen unterschieden, die durch schmale Schlitze getrennt sind. Der innere Ring ist sehr transparent und der mittlere Ring ist am hellsten. Die Ringe des Saturn sind eine Masse kleiner Satelliten des Riesenplaneten, die sich in derselben Ebene befinden. Die Ebene der Ringe hat eine konstante Neigung zur Ebene der Umlaufbahn, die ungefähr 27° beträgt. Die Dicke der Saturnringe beträgt etwa 3 km und der Durchmesser entlang der Außenkante 275.000 km. Die Umlaufzeit des Saturn um die Sonne beträgt 29,5 Jahre.
Saturn hat 15 Monde, der zehnte wurde 1966 entdeckt, die letzten drei 1980 von der amerikanischen automatischen Raumsonde Voyager 1. Der größte von ihnen ist Titan.
Uranus ist der exzentrischste Planet im Sonnensystem. Er unterscheidet sich von anderen Planeten dadurch, dass er sich dreht, als ob er auf der Seite liegen würde: Die Ebene seines Äquators steht fast senkrecht zur Ebene der Umlaufbahn. Die Neigung der Rotationsachse zur Bahnebene ist um 8° größer als 90°, die Rotationsrichtung des Planeten ist also umgekehrt. Auch die Monde des Uranus bewegen sich in die entgegengesetzte Richtung.
Uran wurde 1781 vom englischen Wissenschaftler William Herschel entdeckt. Er ist doppelt so weit von der Sonne entfernt wie Saturn. In der Atmosphäre von Uranus wurden Wasserstoff, Helium und eine kleine Beimischung von Methan gefunden. Die Temperatur im subsolaren Punkt nahe der Oberfläche beträgt 205-220°C. Die Umlaufzeit um die Achse am Äquator beträgt 10 Stunden 49 Minuten. Aufgrund der ungewöhnlichen Lage der Rotationsachse des Uranus steigt dort die Sonne selbst an den Polen fast bis zum Zenit hoch über den Horizont. Polartag und Polarnacht erreichen an den Polen 42 Jahre.
Neptun - entdeckte sich selbst durch die Kraft seiner Anziehungskraft. Sein Standort wurde zuerst berechnet, wonach der deutsche Astronom Johann Galle ihn 1846 entdeckte. Die durchschnittliche Entfernung von der Sonne beträgt 30 AE. Die Umlaufdauer beträgt 164 Jahre 280 Tage. Neptun ist vollständig in Wolken gehüllt. Es wird angenommen, dass in der Atmosphäre von Neptun Wasserstoff mit einer Beimischung von Methan vorhanden ist und die Oberfläche von Neptun hauptsächlich aus Wasser besteht. Neptun hat zwei Monde, von denen der größte Triton ist.
Pluto, der neunte sonnenfernste Planet, wurde 1930 von Clyde Tombaugh am Lowell Astrological Observatory (Arizona, USA) entdeckt.
Pluto sieht aus wie ein Punktobjekt der fünfzehnten Größenordnung, d.h. es ist etwa 4000 Mal schwächer als die Sterne, die mit bloßem Auge an der Grenze der Sichtbarkeit liegen. Pluto bewegt sich sehr langsam, nur 1,5° pro Jahr (4,7 km/s) auf einer Umlaufbahn, die eine große Neigung (17°) zur Ebene der Ekliptik aufweist und stark verlängert ist: im Perihel nähert er sich der Sonne in kürzerer Entfernung, als die Umlaufbahn von Neptun und am Aphel 3 Milliarden km weiter entfernt. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von Pluto von der Sonne (5,9 Milliarden km) sieht unser Tagesleuchtkörper von diesem Planeten aus nicht wie eine Scheibe, sondern wie ein leuchtender Punkt aus und gibt eine 1.560-mal geringere Beleuchtung ab als auf der Erde. Und daher ist es nicht verwunderlich, dass das Studium von Pluto sehr schwierig ist: Wir wissen fast nichts darüber.
Pluto ist 0,18 der Masse der Erde und hat den halben Durchmesser der Erde. Die Umlaufzeit um die Sonne beträgt im Mittel 247,7 Jahre. Der Zeitraum der axialen täglichen Rotation beträgt 6 Tage 9 Stunden.
Die Sonne ist das Zentrum des Sonnensystems. Seine Energie ist großartig. Selbst dieser unbedeutende Teil, der auf die Erde fällt, ist sehr groß. Die Erde erhält von der Sonne zehntausendmal mehr Energie als alle Kraftwerke der Welt, wenn sie voll ausgelastet wären.
Die Entfernung von der Erde zur Sonne beträgt das 107-fache ihres Durchmessers, der wiederum 109-mal größer ist als der der Erde und etwa 1.392.000 km beträgt. Die Masse der Sonne ist 333.000 Mal größer als die Masse der Erde, und das Volumen beträgt 1 Million 304.000 Mal. Im Inneren der Sonne wird die Materie durch den Druck der darüber liegenden Schichten stark komprimiert und ist zehnmal dichter als Blei, aber die äußeren Schichten der Sonne sind hundertmal seltener als die Luft nahe der Erdoberfläche. Der Gasdruck im Inneren der Sonne ist hundertmilliardenmal größer als der Luftdruck an der Erdoberfläche. Alle Substanzen auf der Sonne befinden sich in einem gasförmigen Zustand. Fast alle Atome verlieren ihre Elektronen vollständig und werden zu „nackten“ Atomkernen. Freie Elektronen, die sich von Atomen lösen, werden zu einem integralen Bestandteil des Gases. Ein solches Gas wird Plasma genannt. Plasmateilchen bewegen sich mit enormer Geschwindigkeit - Hunderte und Tausende von Kilometern pro Sekunde. Auf der Sonne finden ständig Kernreaktionen statt, die die Quelle der unerschöpflichen Energie der Sonne sind.
Die Sonne besteht aus den gleichen chemischen Elementen wie die Erde, aber es gibt auf der Sonne unvergleichlich mehr Wasserstoff als auf der Erde. Die Sonne hat noch nicht einmal die Hälfte der Reserven an Kernbrennstoff Wasserstoff aufgebraucht. Es wird viele Milliarden Jahre lang leuchten, bis sich der gesamte Wasserstoff in den Tiefen der Sonne in Helium verwandelt.
Die uns erreichende Radiostrahlung der Sonne entsteht in der sogenannten Korona der Sonne. Die Sonnenkorona erstreckt sich über eine Entfernung von mehreren Sonnenradien, sie erreicht die Umlaufbahnen von Mars und Erde. Somit ist die Erde in die Sonnenkorona eingetaucht.
Von Zeit zu Zeit treten in der Sonnenatmosphäre aktive Regionen auf, deren Anzahl sich regelmäßig ändert, mit einem durchschnittlichen Zyklus von etwa 11 Jahren.
Der Mond ist ein Satellit der Erde, mit einem viermal kleineren Durchmesser als die Erde. Die Umlaufbahn des Mondes ist eine Ellipse mit der Erde in einem ihrer Brennpunkte. Die durchschnittliche Entfernung zwischen den Mittelpunkten des Mondes und der Erde beträgt 384.400 km. Die Umlaufbahn des Mondes ist um 5°9' zur Erdbahn geneigt. Die durchschnittliche Winkelgeschwindigkeit des Mondes beträgt 13°, 176 pro Tag. Die Neigung des Mondäquators zur Ekliptik beträgt 1°32,3′. Die Umlaufzeit des Mondes um seine Achse ist gleich der Umlaufzeit des Mondes um die Erde, wodurch der Mond der Erde immer mit einer Seite zugewandt ist. Die Bewegung des Mondes ist ungleichmäßig: In einigen Teilen seiner scheinbaren Bahn bewegt er sich schneller, in anderen langsamer. Während seiner Umlaufbahn variiert die Entfernung des Mondes von der Erde zwischen 356 und 406.000 km. Die ungleichmäßige Bewegung entlang der Umlaufbahn ist einerseits mit dem Einfluss auf den Mond der Erde und andererseits mit der starken Gravitationskraft der Sonne verbunden. Und wenn wir bedenken, dass Venus, Mars, Jupiter und Saturn seine Bewegung beeinflussen, dann wird klar, warum der Mond innerhalb gewisser Grenzen ständig die Form der Ellipse ändert, auf der er umläuft. Aufgrund der Tatsache, dass der Mond eine elliptische Umlaufbahn hat, nähert er sich entweder der Erde oder entfernt sich von ihr. Der Punkt der Mondumlaufbahn, der der Erde am nächsten ist, wird Perigäum genannt, und der am weitesten entfernte Punkt wird als Apogäum bezeichnet.
Die Mondumlaufbahn kreuzt die Ebene der Ekliptik an zwei diametral gegenüberliegenden Punkten, den sogenannten Mondknoten. Der aufsteigende (Nord-) Knoten kreuzt die Ebene der Ekliptik und bewegt sich von Süden nach Norden, und der absteigende (Süd-) Knoten - von Norden nach Süden. Die Mondknoten bewegen sich entlang der Ekliptik ständig entgegen dem Verlauf der Tierkreiszeichen. Die Umlaufzeit der Mondknoten auf der Ekliptik beträgt 18 Jahre und 7 Monate.
Es gibt vier Perioden der Umdrehung des Mondes um die Erde:
a) siderischer oder siderischer Monat - die Umlaufzeit des Mondes um die Erde relativ zu den Sternen, sie beträgt 27,3217 Tage, d.h. 27 Tage 7 Stunden 43 Minuten;
b) Mond- oder Synodenmonat - die Umlaufzeit des Mondes um die Erde relativ zur Sonne, d.h. der Abstand zwischen zwei Neumonden oder Vollmonden beträgt im Durchschnitt 29,5306 Tage, d.h. 29 Tage 12 Stunden 44 Minuten. Seine Dauer ist aufgrund der ungleichmäßigen Bewegung von Erde und Mond nicht konstant und reicht von 29,25 bis 29,83 Tagen;
c) drakonischer Monat - das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Mondes durch denselben Knoten seiner Umlaufbahn, es sind durchschnittlich 27,21 Tage;
d) anomalistischer Monat - das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Mondes durch das Perigäum, es sind durchschnittlich 27,55 Tage.
Während der Bewegung des Mondes um die Erde ändern sich die Bedingungen für die Beleuchtung des Mondes durch die Sonne, es kommt zum sogenannten Mondphasenwechsel. Die Hauptphasen des Mondes sind Neumond, erstes Viertel, Vollmond und letztes Viertel. Die Linie auf der Mondscheibe, die den beleuchteten Teil der uns zugewandten Halbkugel vom unbeleuchteten Teil trennt, wird Terminator genannt. Aufgrund des Überschusses des synodischen Mondmonats gegenüber dem siderischen geht der Mond jeden Tag etwa 52 Minuten später auf, der Mond geht zu unterschiedlichen Tageszeiten auf und unter, und die gleichen Phasen treten abwechselnd an verschiedenen Punkten der Mondumlaufbahn auf in allen Tierkreiszeichen.
Mond- und Sonnenfinsternisse. Mond- und Sonnenfinsternisse treten auf, wenn sich Sonne und Mond in der Nähe ihrer Knoten befinden. Zum Zeitpunkt der Sonnenfinsternis stehen Sonne, Mond und Erde fast auf derselben Geraden.
Eine Sonnenfinsternis tritt auf, wenn der Mond zwischen Erde und Sonne vorbeizieht. Zu diesem Zeitpunkt ist der Mond mit seiner unbeleuchteten Seite der Erde zugewandt, d. h. eine Sonnenfinsternis tritt nur bei Neumond auf (Abb. 3.7). Die scheinbaren Größen von Mond und Sonne sind fast gleich, sodass der Mond die Sonne bedecken kann.

Abb.7. Diagramm einer Sonnenfinsternis

Die Abstände von Sonne und Mond von der Erde bleiben nicht konstant, da die Bahnen von Erde und Mond keine Kreise, sondern Ellipsen sind. Befindet sich der Mond also im Moment einer Sonnenfinsternis in der geringsten Entfernung von der Erde, dann bedeckt der Mond die Sonne vollständig. Eine solche Sonnenfinsternis wird total genannt. Die Gesamtphase der Sonnenfinsternis dauert nicht länger als 7 Minuten 40 Sekunden.
Wenn der Mond während der Sonnenfinsternis am weitesten von der Erde entfernt ist, dann hat er eine etwas geringere scheinbare Größe und bedeckt die Sonne nicht vollständig, eine solche Sonnenfinsternis wird als ringförmige Sonnenfinsternis bezeichnet. Die Sonnenfinsternis ist total oder ringförmig, wenn sich Sonne und Mond auf dem Neumond fast an einem Knoten befinden. Wenn sich die Sonne zum Zeitpunkt des Neumonds in einiger Entfernung vom Knoten befindet, fallen die Mittelpunkte der Mond- und Sonnenscheibe nicht zusammen und der Mond bedeckt die Sonne teilweise. Eine solche Sonnenfinsternis wird als partielle Sonnenfinsternis bezeichnet. Jedes Jahr gibt es mindestens zwei Sonnenfinsternisse. Die maximal mögliche Anzahl von Sonnenfinsternissen in einem Jahr beträgt fünf. Da der Schatten des Mondes bei einer Sonnenfinsternis nicht auf die gesamte Erde fällt, wird eine Sonnenfinsternis in einem bestimmten Gebiet beobachtet. Dies erklärt die Seltenheit dieses Phänomens.
Eine Mondfinsternis tritt während eines Vollmonds auf, wenn sich die Erde zwischen Mond und Sonne befindet (Abb. 8). Der Durchmesser der Erde ist viermal so groß wie der Durchmesser des Mondes, also ist der Schatten der Erde 2,5-mal so groß wie der Mond, d.h. Der Mond kann vollständig in den Erdschatten eintauchen. Die längste totale Mondfinsternis dauert 1 Stunde 40 Minuten.

Abb.8. Diagramm einer Mondfinsternis

Mondfinsternisse sind in der Hemisphäre sichtbar, in der sich der Mond derzeit über dem Horizont befindet. Im Laufe des Jahres gibt es ein oder zwei Mondfinsternisse, in manchen Jahren gibt es sie überhaupt nicht, und manchmal gibt es drei Mondfinsternisse pro Jahr. Je nachdem, wie weit vom Knoten der Mondbahn der Vollmond entfernt ist, taucht der Mond mehr oder weniger in den Erdschatten ein. Es gibt auch totale und partielle Mondfinsternisse.
Jede spezifische Sonnenfinsternis wird nach 18 Jahren, 11 Tagen und 8 Stunden wiederholt. Diese Periode wird Saros genannt. Während Saros gibt es 70 Sonnenfinsternisse: 43 Sonnenfinsternisse, davon 15 partielle, 15 ringförmige und 13 totale; 28 Mond, 15 teilweise und 13 insgesamt. Nach Ablauf des Saros wiederholt sich jede Sonnenfinsternis etwa 8 Stunden später als die vorherige.

Hilfshimmelskugel

Koordinatensysteme, die in der geodätischen Astronomie verwendet werden

Geografische Breiten- und Längengrade von Punkten auf der Erdoberfläche und Azimute von Richtungen werden aus Beobachtungen von Himmelskörpern - Sonne und Sternen - bestimmt. Dazu ist es notwendig, die Position der Leuchten sowohl relativ zur Erde als auch relativ zueinander zu kennen. Die Positionen der Leuchtmittel können in zweckmäßig gewählten Koordinatensystemen eingestellt werden. Wie aus der analytischen Geometrie bekannt, kann zur Bestimmung der Position des Sterns s ein rechtwinkliges kartesisches Koordinatensystem XYZ oder polar a, b, R verwendet werden (Abb. 1).

In einem rechtwinkligen Koordinatensystem wird die Position des Sterns s durch drei lineare Koordinaten X, Y, Z bestimmt. Im Polarkoordinatensystem ist die Position des Sterns s durch eine lineare Koordinate, den Radiusvektor R = Оs und zwei Winkelkoordinaten gegeben: den Winkel a zwischen der X-Achse und der Projektion des Radiusvektors auf die XOY-Koordinatenebene, und dem Winkel b zwischen der XOY-Koordinatenebene und dem Radiusvektor R. Der Zusammenhang zwischen rechtwinkligen und polaren Koordinaten wird durch die Formeln beschrieben

X=R cos b cos a,

Y=R cos b Sünde a,

Z=R Sünde b,

Diese Systeme werden dort eingesetzt, wo die Luftlinienabstände R = Os zu Himmelskörpern bekannt sind (z. B. für Sonne, Mond, Planeten, künstliche Satelliten der Erde). Für viele Leuchten, die außerhalb des Sonnensystems beobachtet werden, sind diese Entfernungen jedoch entweder extrem groß im Vergleich zum Erdradius oder unbekannt. Um die Lösung astronomischer Probleme zu vereinfachen und auf Distanzen zu den Gestirnen zu verzichten, glaubt man, dass alle Gestirne einen beliebigen, aber gleichen Abstand zum Beobachter haben. Normalerweise wird dieser Abstand gleich eins genommen, wodurch die Position der Leuchten im Raum nicht durch drei, sondern durch zwei Winkelkoordinaten a und b des Polarsystems bestimmt werden kann. Es ist bekannt, dass der Ort von Punkten, die von einem gegebenen Punkt "O" gleich weit entfernt sind, eine Kugel ist, die an diesem Punkt zentriert ist.

Hilfshimmelskugel - eine imaginäre Kugel mit beliebigem oder Einheitsradius, auf die Bilder von Himmelskörpern projiziert werden (Abb. 2). Die Position eines beliebigen Körpers s auf der Himmelskugel wird mit zwei Kugelkoordinaten a und b bestimmt:

x= cos b cos a,

y= cos b Sünde a,

z= Sünde b.

Je nachdem, wo sich der Mittelpunkt der Himmelskugel O befindet, gibt es:

1)topozentrisch Himmelskugel - das Zentrum befindet sich auf der Erdoberfläche;

2)geozentrisch Himmelskugel - das Zentrum fällt mit dem Massenmittelpunkt der Erde zusammen;

3)heliozentrisch die Himmelskugel - das Zentrum ist mit dem Zentrum der Sonne ausgerichtet;

4) baryzentrisch Himmelskugel - das Zentrum befindet sich im Schwerpunkt des Sonnensystems.

Die Hauptkreise, Punkte und Linien der Himmelskugel sind in Abb. 3 dargestellt.

Eine der Hauptrichtungen relativ zur Erdoberfläche ist die Richtung Senklot, oder Schwerkraft am Beobachtungspunkt. Diese Richtung schneidet die Himmelskugel an zwei diametral gegenüberliegenden Punkten - Z und Z. Der Z-Punkt liegt über dem Mittelpunkt und heißt Zenit, Z" - unter der Mitte und heißt Nadir.

Zeichnen Sie durch den Mittelpunkt eine Ebene senkrecht zur Lotlinie ZZ". Der von dieser Ebene gebildete Großkreis NESW heißt himmlischer (wahrer) oder astronomischer Horizont. Dies ist die Hauptebene des topozentrischen Koordinatensystems. Es hat vier Punkte S, W, N, E, wobei S ist Südspitze,N- Nordpunkt, W - Punkt des Westens, E- Punkt des Ostens. Die Gerade wird NS genannt Mittagslinie.

Die Gerade P N P S , die durch den Mittelpunkt der Himmelskugel parallel zur Rotationsachse der Erde gezogen wird, heißt Achse der Welt. Punkte P N - Nordpol der Welt; PS - Südpol der Welt. Um die Weltachse gibt es eine sichtbare tägliche Bewegung der Himmelskugel.

Zeichnen wir eine Ebene durch den Mittelpunkt, senkrecht zur Achse der Welt P N P S . Der Großkreis QWQ "E, der durch den Schnittpunkt dieser Ebene der Himmelskugel entsteht, wird genannt himmlischer (astronomischer) Äquator. Hier ist Q der höchste Punkt des Äquators(über dem Horizont), Q "- der tiefste Punkt des Äquators(unter dem Horizont). Der Himmelsäquator und der Himmelshorizont schneiden sich an den Punkten W und E.

Die Ebene P N ZQSP S Z "Q" N, die ein Lot und die Achse der Welt enthält, wird genannt wahrer (himmlischer) oder astronomischer Meridian. Diese Ebene ist parallel zur Ebene des Erdmeridians und senkrecht zur Ebene des Horizonts und des Äquators. Sie wird als Anfangskoordinatenebene bezeichnet.

Zeichne durch ZZ "eine vertikale Ebene senkrecht zum Himmelsmeridian. Der resultierende Kreis ZWZ" wird E genannt erste senkrecht.

Der Großkreis ZsZ", auf dem die durch das Gestirn verlaufende senkrechte Ebene die Himmelskugel schneidet, wird genannt vertikal oder um die Höhen der Leuchte herum.

Der Großkreis P N sP S , der senkrecht zum Himmelsäquator durch den Stern verläuft, wird genannt um die Deklination der Leuchte.

Der kleine Kreis nsn", der parallel zum Himmelsäquator durch den Stern verläuft, wird genannt täglich parallel. Die sichtbare Tagesbewegung der Gestirne erfolgt entlang der Tagesparallelen.

Der kleine Kreis wird als "durch die Leuchte parallel zum Himmelshorizont verlaufend" bezeichnet Kreis gleicher Höhe, oder Almucantarat.

In erster Näherung kann die Erdbahn als flache Kurve betrachtet werden - eine Ellipse, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. Die Ebene der Ellipse, die als Umlaufbahn der Erde genommen wird , Flugzeug genannt Ekliptik.

In der sphärischen Astronomie ist es üblich, darüber zu sprechen Scheinbare jährliche Bewegung der Sonne. Der Großkreis ЕgЕ "d, entlang dem die scheinbare Bewegung der Sonne im Laufe des Jahres stattfindet, wird genannt Ekliptik. Die Ebene der Ekliptik ist zur Ebene des Himmelsäquators um einen Winkel von etwa 23,5° geneigt. Auf Abb. 4 gezeigt:

g ist der Frühlingspunkt;

d ist der Punkt des Herbstäquinoktiums;

E ist der Punkt der Sommersonnenwende; E" - der Punkt der Wintersonnenwende; R N R S - die Achse der Ekliptik; R N - der Nordpol der Ekliptik; R S - der Südpol der Ekliptik; e - die Neigung der Ekliptik zum Äquator.