Кульминация светил реферат по астрономии

Обновлено: 30.06.2024

Определение географической широты в древние времена. В древние времена, и особенно в эпоху Великих географических открытий, определение координат места было необходимой и первоочередной задачей. На каждом корабле был астроном, который с помощью простейших инструментов был способен определить широту и долготу местонахождения судна.

Долгое время для определение координат использовали якобсштаб – инструмент, представляющий собой длинную градуированную планку, снабженную более короткой подвижной поперечной перекладиной. При визированиии нужно было приставить конец планки к глазу, а поперечную перекладину двигать до тех пор, пока ее нижний конец не коснется горизонта, а верхний – данной звезды или Солнца. Таким образом определялась высота светила, а с ее помощью – широта места и время. Якобсштаб использовался до середины XVIIIв., пока не был вытеснен зеркальным секстантом – астрономический угломерный инструмент, состоящий из зрительной трубы, двух зеркал, светофильтров и шкалы. Секстант был настолько важен для мореплавателей, что его даже поместили на небо, назвав этим словом созвездие.

Система географических координат на поверхности Земли. Земной шар делится плоскостью экватора на два равных полушария –Северное и Южное. Плоскость экватора перпендикулярна к оси вращения Земли. Ось вращения пересекается с земной поверхностью в Северном и Южном полюсах Земли.

Если мысленно пересечь земной шар плоскостями, параллельными экватору, получаются окружности – параллели. Земной шар можно мысленно пересечь перпендикулярными к экватору и проходящими через земную ось плоскостями, которые носят название плоскостей меридианов, а линии, образованные их пересечением с поверхностью земного шара называются меридианами. Любая точка на поверхности земного шара может быть задана двумя координатами. Одна координата называется долготой и отсчитывается от нулевого, условно принятого меридиана, проходящего через Гринвичскую обсерваторию. Вторая координата называется широтой и отсчитывается от земного экватора к полюсам.

Высота полюса мира над горизонтом. Высота полюса мира над горизонтом hp =ÐPCN, а географическая широта места j=ÐCOR. Эти два угла (ÐPCN и ÐCOR) равны как углы со взаимно перпендикулярными сторонами: [ОС]^ [CN],[OR]^[CP]. Равенство этих углов дает простейший способ определения географической широты местности j: угловое расстояние полюса мира от горизонта равно географической широте местности. Чтобы определить географическую широту местности, достаточно измерить высоту полюса мира над горизонтом, так как:



Суточное движение светил на различных широтах. С изменением географической широты места наблюдения меняется ориентация оси вращения небесной сферы относительно горизонта. Необходимо рассмотреть, какими будут видимые движения небесных светил в районе Северного полюса, на экваторе и на средних широтах Земли.

На полюсе Земли полюс мира находится в зените, и звезды движутся по кругам, параллельным горизонту. Здесь звезды не заходят и не восходят, их высота над горизонтом неизменная.

На средних географических широтах существуют как восходящие и заходящие звезды, так и те, которые никогда не опускаются под горизонт. Например, околополярные созвездия на географических широтах СССР никогда не заходят. Созвездия, расположенные дальше от северного полюса мира, показываются ненадолго над горизонтом. А созвездия, лежащие около южного полюса мира, являются невосходящими.

Но чем дальше продвигаешься к югу, тем больше можно увидеть южных созвездий. На земном экваторе, если бы днем не мешало Солнце, за сутки можно было бы увидеть созвездия всего земного неба.

Для наблюдателя на экваторе все звезды восходят и заходят перпендикулярно плоскости горизонта. Каждая звезда здесь проходит над горизонтом ровно половину своего пути. Северный полюс мира для него совпадает с точкой севера, а южный полюс мира – с точкой юга. Ось мира расположена в плоскости горизонта.

Высота светил в кульминации. Полюс мира при кажущемся вращении неба, отражающем вращение земли вокруг оси, занимает неизменное положение над горизонтом на данной широте. Звезды за сутки описывают над горизонтом вокруг оси мира круги, параллельные небесному экватору. При этом каждое светило за сутки дважды пересекает небесный меридиан.

Явления прохождения светил через небесный меридиан называются кульминациями. В верхней кульминации высота светила максимальна, в нижней кульминации - минимальна. Промежуток времени между кульминациями равен половине суток.

У не заходящего на данной широте j светила М видны обе кульминации, у звезд, которые восходят и заходят, нижняя кульминация происходит под горизонтом, ниже точки севера. У светила М4 , находящегося далеко к югу от небесного экватора, обе кульминации могут быть невидимы.

Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, а момент нижней кульминации – истинной полночью.

Найдем зависимость между высотой h светила М в верхней кульминации, его склонением d и широтой местности j. ZZ / - отвесная линия, РР / - ось мира, QQ / - проекция небесного экватора, NS – линия горизонта на плоскость небесного меридиана (PZSP / N).

Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места, т. е. hp = j. Следовательно, угол между полуденной линией NS и осью мира РР / равен широте местности j, т.е. ÐPON=hp = j. Очевидно, что наклон плоскости небесного экватора к горизонту, измеряемый ÐQOS, будет равен 90 0 - j, так как ÐQOZ=ÐPON как углы с взаимно перпендикулярными сторонами. Тогда звезда М со склонением d, кульминирующая к югу от зенита, имеет в верхней кульминации высоту

Из этой формулы видно, что географическую широту можно определить, измеряя высоту любого светила с известным склонением d в верхней кульминации. При этом следует учитывать, что если светило в момент кульминации находится к югу от экватора, то его склонение отрицательно.

Звезды северного и южного полушария. Верхняя и нижняя кульминации светил. Формула определения географической широтой по высоте светила в кульминации. Небесный меридиан, эклиптика и зодиакальные созвездия. Небесные координаты, звёздные карты и глобус.

Рубрика Астрономия и космонавтика
Вид реферат
Язык русский
Дата добавления 13.05.2009
Размер файла 877,4 K

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Реферат на тему:

Суточное вращение Земли и движение светил

Суточное движение светил

Все светила перемещаются по небу, совершая один оборот за сутки. Связано это с вращением Земли. Однако двигаются они по-разному. Для наблюдателя, находящегося на Северном полюсе, над горизонтом находятся звезды только северного полушария неба. Они вращаются вокруг Полярной звезды и не заходят за горизонт. Наблюдатель, находящийся на Южном полюсе, видит только звезды южного полушария. На экваторе могут наблюдаться все звезды, расположенные и в северном, и в южном полушариях неба.

Звезды бывают заходящими и восходящими на данной широте места наблюдения, а также невосходящими и незаходящими. Например, в России не видны звезды созвездия Южный Крест - это созвездие, на наших широтах невосходящее. А созвездия Дракона, Малой Медведицы - незаходящие созвездия. Прохождение светила через меридиан называется кульминацией. В верхней кульминации высота светила h максимальна, в нижней кульминации - минимальна. Промежуток между кульминациями светил равен 12 часам (половине суток).

Верхняя и нижняя кульминации светил

Высота светил в верхней кульминации h = 90° - ц + д. Высота светил в нижней кульминации h = ц + д - 90°. Солнце, как и всякое другое светило, каждый день поднимается из-за горизонта в восточной стороне неба и заходит на западе. В полдень по местному времени оно достигает наибольшей высоты; нижняя кульминация случается в полночь. В полярных областях Солнце летом не заходит за горизонт, и его нижнюю кульминацию можно наблюдать. В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца то сокращается, то увеличивается. Наименьшим он будет в день зимнего солнцестояния (приблизительно 22 декабря), наибольшим - в день летнего солнцестояния (приблизительно 22 июня). В дни весеннего и осеннего равноденствий (соответственно 21 марта и 23 сентября) продолжительность дня равна продолжительности ночи, т.к. Солнце находится на небесном экваторе: оно восходит в точке востока и заходит в точке запада.

Движение светил по небу

При своем суточном движении светила дважды пересекают небесный меридиан - над точками юга и севера. Момент пересечения небесного меридиана называется кульминацией светила. В момент верхней кульминации над точкой юга светило достигает наибольшей высоты над горизонтом. Как известно, высота полюса мира над горизонтом (угол РОN): hp = ф. Тогда угол между горизонтом (NS) и небесным экватором (QQ1) будет равен 180° - ф - 90° = 90° - ф. Угол MOS, который выражает высоту светила М в кульминации, представляет собою сумму двух углов: Q1OS и MOQ1. Величину первого из них мы только что определили, а второй является не чем иным, как склонением светила М, равным 8. Таким образом, мы получаем следующую формулу, связывающую высоту светила в кульминации с его склонением и географической широтой места наблюдения:

Зная склонение светила и определив из наблюдений его высоту в кульминации, можно узнать географическую широту места наблюдения. Продолжим наше воображаемое путешествие и отправимся из средних широт к экватору, географическая широта которого 0°. Как следует из только что выведенной формулы, здесь ось мира располагается в плоскости горизонта, а небесный экватор проходит через зенит. На экваторе в течение суток все светила побывают над горизонтом.

Перемещение Солнца на фоне звезд - явление кажущееся. Происходит оно вследствие годичного обращения Земли вокруг Солнца. Поэтому эклиптика представляет собой тот круг небесной сферы, по которому она пересекается с плоскостью земной орбиты. За сутки Земля проходит примерно 1/365 часть своей орбиты. Вследствие этого Солнце перемещается на небе примерно на 1° за каждые сутки. Промежуток времени, в течение которого оно обходит полный круг по небесной сфере, назвали годом. Из курса географии вам известно, что ось вращения Земли наклонена к плоскости ее орбиты под углом 66°30'. Следовательно, земной экватор имеет по отношению к плоскости орбиты наклон, равный 23°30'. Таков наклон эклиптики к небесному экватору, который она пересекает в двух точках: весеннего и осеннего равноденствий.

В эти дни (обычно - 21 марта и 23 сентября) Солнце находится на небесном экваторе и имеет склонение 0°. Оба полушария Земли освещаются Солнцем одинаково: граница дня и ночи проходит точно через полюса, и день равен ночи во всех пунктах Земли. В день летнего солнцестояния (22 июня) Земля повернута к Солнцу своим Северным полушарием. Здесь стоит лето, на Северном полюсе - полярный день, а на остальной территории полушария дни длиннее ночи. В день летнего солнцестояния Солнце поднимается над плоскостью земного (и небесного) экватора на 23°30'. В день зимнего солнцестояния (22 декабря), когда Северное полушарие освещается хуже всего, Солнце находится ниже небесного экватора на такой же угол 23°30'. В зависимости от положения Солнца на эклиптике меняется его высота над горизонтом в полдень - момент верхней кульминации. Измерив полуденную высоту Солнца и зная его склонение в этот день, можно вычислить географическую широту места наблюдения. Этот способ издавна использовался для определения местоположения наблюдателя на суше и на море.

Небесные координаты и звёздные карты

Невооруженным глазом на всем небе можно видеть примерно 6000 звезд, но мы видим лишь половину из них, потому что другую половину звездного неба закрывает от нас Земля. Вследствие ее вращения вид звездного неба меняется. Одни звезды только еще появляются из-за горизонта (восходят) в восточной его части, другие в это время находятся высоко над головой, а третьи уже скрываются за горизонтом в западной стороне (заходят). При этом нам кажется, что звездное небо вращается как единое целое. Теперь каждому хорошо известно, что вращение небосвода - явление кажущееся, вызванное вращением Земли. Картину того, что в результате суточного вращения Земли происходит со звездным небом, позволяет запечатлеть фотоаппарат.

Если бы удалось сфотографировать пути звезд на небе за целые сутки, то на фотографии получились бы полные окружности - 360°. Ведь сутки - это период полного оборота Земли вокруг своей оси. За час Земля повернется на 1/24 часть окружности, т. е. на 15°. Следовательно, длина дуги, которую звезда опишет за это время, составит 15°, а за полчаса - 7,5°. Для указания положения светил на небе используют систему координат, аналогичную той, которая используется в географии, - систему экваториальных координат. Как известно, положение любого пункта на земном шаре можно указать с помощью географических координат - широты и долготы. Географическая долгота (ф) отсчитывается вдоль экватора от начального (Гринвичского) меридиана, а географическая широта (L) - по меридианам от экватора к полюсам Земли.

Обычно на звездном глобусе изображаются не только звезды, но и сетка экваториальных координат. По сути дела, звездным глобусом является модель небесной сферы, которая используется на уроках астрономии в школе. На этой модели нет изображений звезд, но зато представлены ось мира, небесный экватор и другие круги небесной сферы. Пользоваться звездным глобусом не всегда удобно, поэтому в астрономии (как и в географии) широкое распространение получили карты и атласы. Карту земной поверхности можно получить, если все точки глобуса Земли спроектировать на плоскость (поверхность цилиндра или конуса). Проведя ту же операцию со звездным глобусом, можно получить карту звездного неба. Познакомимся с простейшей подвижной звездной картой. Расположим плоскость, на которой мы хотим получить карту, так, чтобы она касалась поверхности глобуса в точке, где находится северный полюс мира. Теперь надо спроектировать все звезды и сетку координат с глобуса на эту плоскость. Получим карту, подобную географическим картам Арктики или Антарктики, на которых в центре располагается один из полюсов Земли.

Подобные документы

Предмет астрономии. Источники знаний в астрономии. Телескопы. Созвездия. Звездные карты. Небесные координаты. Работа с картой. Определение координат небесных тел. Кульминация светил. Теорема о высоте полюса мира. Измерение времени.

учебное пособие [528,1 K], добавлен 10.04.2007

Предмет и задачи астрономии. Особенности астрономических наблюдений. Принцип действия телескопа. Видимое суточное движение звезд. Что такое созвездие, его виды. Эклиптика и "блуждающие" светила-планеты. Звездные карты, небесные координаты и время.

реферат [40,5 K], добавлен 13.12.2009

Карлик Проксима, компонент тройной системы Альфа Центавра - ближайшая к Солнцу звезда. История изучения Млечного Пути. Параллакс – видимое смещение звезды на фоне более далеких светил. Карты звездного неба. Зодиакальные созвездия в нашей Вселенной.

презентация [3,1 M], добавлен 07.03.2011

Небесная сфера и система координат на ней. Анализ положения небесных светил в пространстве. Геоцентрические координаты светил. Изменение координат во времени. Характеристика связи между координатами точки места наблюдения и координатами светил на сфере.

контрольная работа [1,0 M], добавлен 25.03.2016

Звезды - светящиеся небесные тела. Использование их расположения для навигации и ориентирования. Проведение астрономических исследований. "Градусники" для измерения звездных температур. Гиганты и карлики в мире звезд. Движение Земли по созвездиям зодиака.

презентация [730,7 K], добавлен 16.05.2013

Доказательства осевого вращения Земли, его значение для географической оболочки. Особенности солнечных и звездных суток. Направление движения и скорость орбитального вращения. Изменение освещения и нагревания северного и южного полушарий по сезонам года.

курсовая работа [2,0 M], добавлен 10.02.2014

Порядок построения вспомогательной небесной сферы и нанесения светил на ней. Системы сферических координат светил. Высотная линия положения и её элементы. Местное, декретное, летнее и судовое время, их связь с Гринвичским временем. Навигационный секстан.

Все светила за сутки в своем видимом движении дважды пересекают небесный меридиан. Пересечение центром светила небесного меридиана называется кульминацией светила. Кульминация — слово латинское и в переводе означает вершина. Различают верхнюю и нижнюю кульминацию светила.

Рис. 1.23. Кульминация светил: а — к югу от зенита; б — к северу от зенита

В верхней кульминации высота светила наибольшая, а в нижней — наименьшая. Для незаходящих светил обе кульминации происходят над горизонтом. Для восходящих и заходящих светил верхняя кульминация происходит над горизонтом, а нижняя под горизонтом. У невосходящих светил обе кульминации происходят под горизонтом и они недоступны наблюдениям.

Верхняя кульминация светила может происходить между зенитом и точкой юга (на южной части меридиана) или между зенитом и полюсом мира (на северной части меридиана). На рис. 1.23 изображена небесная сфера. Основные круги показаны диаметрами и хордами. Из рисунка видно, что к югу от зенита кульминируют те светила, склонение которых меньше широты места, а к северу от зенита — те светила, склонение которых больше широты места.

В момент верхней кульминации часовой угол светила равен 0, а в момент нижней кульминации 180°. Азимут светила при верхней кульминации к северу от зенита равен 0, а к югу от зенита — 180°.

При кульминации светила к югу от зенита высоты в момент верхней и нижней кульминаций рассчитывают по формулам:

При кульминации светила к северу от зенита высоты в момент верхней и нижней кульминаций рассчитываются по формулам:

Обобщая формулы высоты светила для момента верхней кульминации, получаем, что . Знак плюс перед скобкой берется тогда, когда светило кульминирует к югу от зенита , а знак минус, — когда к северу от зенита .

Высота в момент нижней кульминации для всех светил определяется по единой формуле.

Формула высоты светила в момент его верхней кульминации имеет важное практическое значение. Рассчитав высоту светила в момент верхней кульминации и сравнив ее с измеренной высотой в этот же момент, можно определить поправку секстанта. По высоте светила, измеренной в момент кульминации, при знании склонения светила можно определить широту своего местонахождения. Формулы для расчета высот светил в момент верхней и нижней кульминаций позволяют установить зависимость между широтой места наблюдателя, склонением Солнца и его высотой.

Из рассмотренных формул видно, что при предельных значениях склонения Солнца, равных его высота в момент верхней кульминации на географических широтах равна 90°, т. е. Солнце будет кульминировать в зените. На географической параллели, северная широта которой равна . Солнце кульминирует в зените в день летнего солнцестояния, а на географической параллели, южная широта которой в день зимнего солнцестояния. Географическая параллель, северная широта которой равна называется северным тропиком, или тропиком Рака, а географическая параллель, южная широта которой равна южным тропиком, или тропиком Козерога. В указанных созвездиях много веков тому назад находились точки солнцестояний.

Из формул также видно, что при склонении Солнца его высота в моменты кульминаций на широтах равна нулю. На географической параллели, северная широта которой равна высота Солнца равна нулю в момент нижней кульминации в день летнего солнцестояния и в момент верхней кульминации в день зимнего солнестояния, т. е. в эти дни на этой параллели Солнце соответственно не заходит и не восходит. Эта географическая параллель называется Северным полярным кругом.

На географической параллели, южная широта которой в день зимнего солнцестояния Солнце является незаходящим светилом, а в момент летнего солнцестояния — невосходящим светилом. Эту параллель называют Южным полярным кругом.

Пример 1. Звезда Денеб; склонение звезды широта места наблюдателя Определить высоту звезды в моменты верхней и нижней кульминаций.

Решение 1. Определяем положение звезды относительно зенита в момент верхней кульминации. Так как то звезда кульминирует к северу от зенита.

2. Определяем высоту звезды в момент верхней кульминации:

3. Определяем высоту звезды в момент нижней кульминации: . Звезда Денеб на данной широте восходит и заходит, так как ее высота в моменты верхней и нижней кульминаций имеет разные знаки.

Пример 2. Дата 22 июня; склонение Солнца ; широта Ленинграда . Определить высоту Солнца в моменты верхней и нижней кульминаций.

Решение 1. Определяем положение Солнца относительно зенита в момент верхней кульминации. Так как , то Солнце кульминирует к югу от зенита.

2. Определяем высоту Солнца в момент верхней кульминации:

3. Определяем высоту Солнца в момент нижней кульминации:

Из примера видно, что на широте Ленинграда в день летнего солнцестояния Солнце опускается под горизонт не ниже Так как темнота наступает при высоте Солнца минус 6°, то в летнее время в Ленинграде почти всю ночь длятся сумерки, т. е. наблюдаются белые ночи.

Пример 3. Звезда Вега; склонение звезды широта места наблюдателя . Определить высоту звезды в моменты верхней и нижней кульминаций.

Решение. 1. Определяем положение звезды относительно зенита в момент верхней кульминации. Так как склонение звезды меньше широты места наблюдателя, то звезда кульминирует к югу от зенита.

2. Определяем высоту звезды в момент верхней кульминации: .

3. Определяем высоту звезды в момент нижней кульминации: .

Звезда Вега на данной широте является незаходящей, так как ее высота в моменты верхней и нижней кульминаций положительная.

  • Для учеников 1-11 классов и дошкольников
  • Бесплатные сертификаты учителям и участникам

УЧЕБНАЯ ДИСЦИПЛИНА: АСТРОНОМИЯ

Тема: Кульминация светил

Ознакомьтесь с лекционным материалом по теме

Ответить на вопросы теста:

1. Как называется момент пересечения светилом небесного меридиана?

  1. Высотой светила
  2. Кульминацией светила
  3. Максимумом светила

2. Сколько раз при своём суточном движении светила пересекают небесный меридиан?

3. Что представляет собой угол MOS, если светило кульминирует к югу от горизонта?

  1. Сумму Q ₁ OS и MOQ ₁
  2. Разницу Q ₁ OS и MOQ ₁
  3. Разницу NS и MOQ ₁

4. Что нужно знать, чтобы определить географическую широту места наблюдения?

  1. Кульминацию светила
  2. Склонение светила и высоту в кульминации
  3. Склонение светила

5. Чему будет равняться высота полюса мира над горизонтом, если мы находимся в северных широтах?

При своем суточном вращении вокруг оси мира светила два раза за сутки пересекают небесный меридиан. Явление прохождения светилом небесного меридиана называется кульминацией.

Различают верхнюю и нижнюю кульминации. В верхней кульминации светило при суточном движении находится в наивысшей точке над горизонтом, ближайшей к зениту. Точка нижней кульминации светила более удалена от точки зенита, чем точка верхней кульминации, и нижняя кульминация происходит через половину суток после верхней кульминации.

Точка пересечения суточной параллели светила с восточной частью истинного горизонта называется точкой восхода светила, а точка пересечения с западной частью истинного горизонта — точкой захода светила.

Незаходящие звезды видны в верхней (M2M2, M3M3) и нижней (M′2M2′, M′3M3′) кульминациях. У восходящих и заходящих звезд нижняя кульминация (M′1M1′) проходит под горизонтом. У невосходящих звезд обе кульминации M4M4, и M′4M4′ невидимы, т. е. происходят под горизонтом.

Найдем зависимость между географическими и небесными координатами.

Так как кульминация светил происходит при пересечении небесного меридиана, то плоскость совпадает с плоскостью небесного меридиана. Суточные пути звезд изображаются отрезками, параллельными небесному экватору QQ′QQ′. Пусть восходящая и заходящая звезда находится в верхней кульминации M1M1. Высота полюса мира равна географической широте φφ. ∠ QOS ∠ QOS равен 90°−φ90°−φ и представляет собой наклон небесного экватора к плоскости горизонта. Дуга M1SM1S (или ∠ M1OS ∠ M1OS) — это высота светила над горизонтом. Эта дуга состоит из сумм двух дуг: M1S=SQ+QM1M1S=SQ+QM1. Учитывая, что дуга SQSQ, опирающаяся на ∠ QOS ∠ QOS, определяется величиной 90°−φ90°−φ, а дуга QM1QM1 обозначает угловое расстояние звезды от небесного экватора и определяется величиной склонения δδ, получим формулу для определения высоты звезды в ее верхней кульминации:

Для незаходящей звезды нижняя кульминация M2′M2′ измеряется дугой M2′NM2′N или соответствующим центральным углом ( ∠ M2′ON ∠ M2′ON). Указанный угол равен разности ∠ M2′OQ′ ∠ M2′OQ′ и ∠ NOQ′ ∠ NOQ′, где ∠ M2′OQ=δ ∠ M2′OQ=δ — угловое расстояние светила от небесного экватора, а ∠ NOQ′=90°−φ ∠ NOQ′=90°−φ — наклон небесного экватора к плоскости горизонта. Значит, высота звезды в нижней кульминации равна:

Если обе кульминации незаходящей звезды находятся по одну сторону от зенита (например, M3M3 и M3′M3′), то ее верхняя кульминация определяется из соотношения: h В =180°−[(90°−φ)+δ]hВ=180°−[(90°−φ)+δ], или после упрощения:

Соотношения h В =(90°−φ)+δhВ=(90°−φ)+δ, h Н =δ−(90°−φ)hН=δ−(90°−φ) и hB=90°+φ−δhB=90°+φ−δ связывают географическую широту с высотой и склонением звезд во время их кульминации. Отметим, что азимуты звезд в верхней кульминации M1M1 и M2M2 равны 0°, а азимуты звезд в нижней кульминации M1′M1′ и M2′M2′ равны 180°. Азимуты звезды M3M3 в верхней и нижней кульминациях равны 180°.

Известно, что свободный гироскоп, каким является Земля, может прецессировать только при наличии опрокидывающего момента внешней силы. Исключений из этого правила нет. Известно также, что земная ось прецессирует. Вывод очевидный - необходимый момент существует. Это значит, что центр массы инерции Земли и центр приложения результирующей внешних сил не совпадают. Так как Земля электрически нейтральна, то внешнюю силу может формировать только магнитное поле и поле гравитации. Среди известных магнитных сил ничего подходящего не нашлось. Остаются гравитационные силы. Из принципа эквивалентности массы гравитации и массы инерции следует, что в однородном поле центр притяжения всегда совпадает с центром инерции, т.е. в этом случае необходимый момент невозможен. Отсюда следует, что источник внешней силы должен создавать неоднородное поле.

Причины прецессии

Явление прецессии лег­ко объясняется силами тяготения. Если Земля была бы точ­ным шаром, то никакой прецессии возникнуть не могло бы. Однако Земля несколько сплюснута у полюсов. Это позволяет представить Землю как шар с небольшими утолщениями на экваторе. Шар притягивается Луной и Солнцем как матери­альная точка, расположенная в его центре. Силы, с которыми Луна притягивает эти утолщения, обра­зуют пару сил, стремящихся повернуть ось вращения Земли и сделать её перпендикулярной плоскости лунной орбиты (притяжение Луны) и эклиптики (притяжение Солнца). Однако Земля вращается, и такое воздействие приводит к то­му, что ось вращения начинает описывать конус. Это и есть прецессия.

Последствия прецессии

Поворот оси нашей планеты имеет разнообразные последствия. Прежде всего, он сокращает продолжительность тропического года, который становится на 20 минут короче звёздного. Поскольку долготы звёзд отсчитываются от точки равноденствия, они постепенно увеличиваются — именно этот эффект и привёл к открытию данного явления.

В процессе прецессии вид звёздного неба, видимый в тех или иных широтах, меняется, так как меняются склонения тех или иных созвездий, и даже время года их наблюдения.

Некоторые созвездия, видимые сейчас в средних широтах северного полушария Земли (например, Орион и Большой Пёс), постепенно опускаются под горизонт и через несколько тысяч лет будут почти недоступны из средних широт северного полушария, зато на северном небе появятся созвездия Центавр и Южный Крест, а также ряд других. Однако не все созвездия южного полушария будут доступны в результате прецессии, к примеру, выше всех поднимется современное "летнее" небо, меньше — "осеннее" и "весеннее", зимнее небо не поднимется вовсе, так как в настоящее время оно уже максимально поднято.

Схожие процессы будут и в Южном полушарии. Многие созвездия Северного полушария, которые в настоящее время недоступны, будут доступны, причём выше всего поднимется современное "зимнее" небо, которое видно из Южного полушария как летнее. Спустя 6 тысяч лет будет доступно из средних широт Южного полушария для наблюдения созвездие Большая Медведица, а 6 тыс. лет назад была видна Кассиопея.

Полюс мира сейчас почти совпадает с Полярной звездой; в древнем Египте он находился вблизи звезды Тубан (α Дракона), а в V тысячелетии перейдёт в созвездие Цефея.

Орбита Земли слегка вытянута, и ближе всего Земля подходит к Солнцу в январе, когда в северном полушарии зима. Из-за этого климат северного полушария Земли несколько мягче, чем южного (зима мягче, а лето несколько прохладнее). Через 10000 лет сезоны из-за прецессии сдвинутся, и мягче станет климат южного полушария.

Исторический очерк

На основании некоторых косвенных данных предполагают, что различие между звёздным и тропическим годом (простым логическим следствием чего является движение точек равноденствия на фоне звёзд) впервые установил Аристарх Самосский. Разность между звёздным и тропическим годом, вычисленная на основании этих данных, соответствует скорости прецессии 1° за 100 лет [1] (по современным данным, 1° за 71,5 года).


Рис 1.

Наружные сферы в теории Птолемея, отвечающие за суточное вращение неба и прецессию

Исходя из наблюдений звёзд, предварение равноденствий было открыто выдающимся древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. В его распоряжении были результаты наблюдений греческого астронома III века до н. э. Тимохариса, из которых Гиппарх обнаружил, что все долготы звёзд увеличиваются примерно (по его оценке) на 1° каждые 100 лет. Во II веке н. э. существование прецессии подтвердил Клавдий Птолемей, причём скорость прецессии по его данным составляла всё те же 1° в 100 лет.

Большинство астрономов доптолемеева периода полагали, что все звёзды закреплены на одной сфере (сфере неподвижных звёзд), являющейся границей Вселенной. Видимое суточное вращение небосвода при этом считалось отражением вращения этой сферы вокруг своей оси — оси мира. Для объяснения прецессии Птолемей был вынужден ввести за пределами сферы неподвижных звёзд (на рисунке слева обозначена цифрой 1) ещё одну сферу, которая вращается с периодом в одни сутки вокруг оси мира (NS) [2] . К ней прикреплена сфера неподвижных звёзд 2, вращающаяся с периодом прецессии вокруг оси AD, перпендикулярной плоскости эклиптики. Таким образом, вращение сферы звёзд есть суперпозиция двух вращений, суточного и прецессионного. Наконец, внутрь этой сферы вложена ещё одна сфера 3, вращающаяся вокруг той же оси AD, но в противоположном направлении, что компенсирует прецессионное движение для всех внутренних сфер (но эта сфера по прежнему принимает участие в суточном вращении).

Теон Александрийский, комментатор Птолемея (IV век), выдвинул гипотезу, что сфера неподвижных звёзд испытывает периодические колебания в пределах 8°, после чего возвращается в прежнее положение. Это явление было названо трепидацией. В IX веке эту модель поддержал знаменитый арабский астроном Сабит ибн Курра [3] . Уже арабские астрономы более позднего времени показали, что прецессия носит монотонный характер. Тем не менее, они полагали, что скорость прецессии периодически изменяется, так что изменение долгот звезд можно разложить на две составляющие: равномерное увеличение (собственно прецессия), на которое наложено периодическое колебание (трепидация). Такой точки зрения придерживался, в том числе, Николай Коперник, и лишь Тихо Браге доказал полное отсутствие трепидации.

В XVIII веке большой вклад в изучение вопроса внёс Даламбер, исправивший модель Ньютона, а в XIX-м — Фридрих Вильгельм Бессель и Отто Вильгельм Струве.

Изменение координат светил с течением времени

Вследствие суточного вращения небесной сферы все светила описывают круги, плоскости которых параллельны плоскости небесного экватора, т.е. они движутся по суточным параллелям. В общем случае светило часть времени находится под плоскостью горизонта и не видно для наблюдателя.

Точка пересечения суточной параллели светила и восточной части горизонта называется точкой восхода светила, а точка пересечения с западной частью горизонта точкой захода светила. Суточная параллель пересекает небесный меридиан в двух точках. Явление пересечения светилом небесного меридиана называется кульминацией светила. Кульминация называется верхней, если светило пересекает верхнюю часть меридиана PZQSP', в которой находится точка зенита Z, и нижней, если светило пересекает небесный меридиан в его нижней части PNQ'Z'P', содержащей точку надира Z'. В том случае, когда нижняя кульминация происходит над горизонтом (h > 0), такое светило называется незаходящим, а если даже во время верхней кульминации светило находится под горизонтом (h

Тайна прецессии

Гришаев А.А. имеет репутацию борца за чистоту эксперимента и его корректную интерпретацию. Его анализы всевозможных методик экспериментов и сопутствующих расчетов являют образец для подражания при организации сложных опытов. Но в данном конкретном случае Гришаев А.А. проявил некоторую небрежность. Проведя недостающие расчеты, и вскрыв тем самым, то ли нечистоплотность, то ли некомпетентность авторов официальной точки зрения, Гришаев А.А. косвенно освятил сам механизм возникновения опрокидывающего момента. Результат критики Гришаева предсказуем. Сначала критика приведет к поиску ошибок в расчетах самого Гришаева, а если их не найдут, то привлекут для объяснения прецессии ТО, и тогда уж точно всё получится.

Произведем анализ предложенного механизма формирования опрокидывающего момента. Этот анализ в силу своего имиджа должен бы осуществить Гришаев А.А., но он этого почему-то не сделал. Начнем с экваториального кольца. Из логики официальных авторов следует, что Земля в форме шара опрокидывающего момента не создает, и весь эффект прецессии определяется только экваториальным кольцом. Однако, достаточно очевидно, что идеальный шар можно представить набором колец, ни чем не отличающихся по своим характеристикам от экваториального кольца. Таким образом, прецессия вовсе не связана с симметричной деформацией Земли. Это замечание не влияет на суть явления, даже предполагает усиление эффекта, но ставит вопрос о причинах странного поведения авторов, которые не настолько наивны, чтобы допустить такую оплошность. Придется отвлечься и на анализ этой странной ситуации. Вернемся для этого к экваториальному кольцу и зададимся вопросом, где находится его центр инерции. Ответ очевиден: при однородной плотности массы - в геометрическом центре кольца. А где находится центр приложения сил гравитации? Как следует из официального обоснования, он смещен от геометрического центра в сторону тела, формирующего гравитационное поле, и чуть-чуть вверх или вниз от плоскости эклиптики. Но в официальном обосновании нет ни слова о несовпадении названных центров. Формулировка без обращения к взаимному расположению центра инерции и центра гравитации не привлекает внимания к проблеме эквивалентности, тем более, если она относится к странной серповидной цилиндрической насадке. Если же этот аргумент применить для идеального шара, то сразу высвечивается конфликт с ТО, в соответствии с которой масса гравитации эквивалентна массе инерции, и ни каких смещений не предполагает. Вот и приходится авторам данного обоснования лавировать, чтобы не потревожить предписанный покой ТО, и в то же время оставить местечко для здравого смысла.

Следующим объектом нашего анализа является предположение тех же авторов, принятое по умолчанию, и состоящее в том, что прецессия, создаваемая наклонным экваториальным кольцом, будет всегда однонаправленной. Проверим, так ли это. По мнению авторов, скорость прецессии в процессе обращения Земли вокруг Солнца изменяется от своего максимума в момент зимнего солнцестояния до нуля в момент равноденствия, и снова возрастает до максимума в момент летнего солнцестояния. Всё правильно - но только по отношению к модулю скорости прецессии. При прохождении равноденствия угловая скорость прецессии не только падает до нуля, но еще и меняет знак. Этот эффект формируется вследствие изменения знака плеча опрокидывающей силы. При обороте Земли вокруг Солнца на 180є, ближняя половина экваториального кольца оказывается в противолежащей полусфере эклиптики, при этом изменяется направление момента опрокидывающей силы, что неизбежно должно вызвать смену направления прецессии. Таким образом, рассматриваемая прецессия является возвратно-поступательной. Получается, что имеющиеся на настоящее время наблюдения за земной осью интерпретируются ошибочно, скорее всего, возвратно-поступательная прецессия принимается за нутацию. Это тем более правдоподобно, что истинная нутация должна бы затухнуть, а этого не происходит.

Странности в интерпретации параметров наблюдаемой прецессии земной оси на этом не заканчиваются. В составе параметров, описывающих прецессию, есть два параметра, для определения которых не требуется вычислений, и поэтому они редко упоминаются при описании установок, использующих гироскопы. Прецессия гироскопа характеризуется конусом прецессии, вершина которого всегда совпадает с точкой приложения внешней опрокидывающей силы, а ось конуса всегда совпадает с вектором этой опрокидывающей силы.

Читайте также: