Berufsbildende Einrichtung

"Hochschule für Recht und Wirtschaft"

ESSAY

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 Leuchten 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, gleichzeitig aber 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 undSüdpunktS . 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 Richtung von Ost nach West dreht. Die Morgendämmerung der Sternbilder steigt im östlichen Teil des Himmels über dem Horizont auf und versteckt sich hinter dem Horizont im westlichen. 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 Sommersonnenwende bezeichnet, und der Punkt E, an dem sie am niedrigsten steht, wird als Wintersonnenwende 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 entlang 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 in dieser Zeit in ihrer Umlaufbahn um etwa 27 ° relativ zur Sonne bewegt und sich auf Punkt 2 befindet, muss der Mond noch 27 ° gehen, um seine vorherige Position relativ zur Erde einzunehmen und die Sonne, die etwa 2 Tage dauern wird. 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 dem ersten Viertel und in der Zeit zwischen dem letzten Viertel und dem Neumond ist ein kleiner Teil des beleuchteten Mondes, der in Form einer Sichel beobachtet wird, 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

Die Menschen in der Antike glaubten, dass sich alle Sterne auf der Himmelskugel befinden, die sich als Ganzes um die Erde dreht. Bereits vor mehr als 2.000 Jahren begannen Astronomen, Methoden zu verwenden, die es ermöglichten, die Position eines beliebigen Sterns in der Himmelskugel in Bezug auf andere Weltraumobjekte oder Bodenmarkierungen anzuzeigen. Der Begriff einer Himmelskugel ist auch jetzt noch bequem zu verwenden, obwohl wir wissen, dass diese Kugel nicht wirklich existiert.

Das Konzept der Himmelskugel wird für Winkelmessungen am Himmel verwendet, um über die einfachsten sichtbaren Himmelsphänomene nachzudenken, für verschiedene Berechnungen, beispielsweise die Berechnung der Sonnenauf- und -untergangszeit der Leuchten.

Bauen wir eine Himmelskugel und zeichnen einen Strahl von ihrer Mitte zum Stern SONDERN.

Platzieren Sie dort, wo dieser Strahl die Oberfläche der Kugel schneidet, einen Punkt Ein 1 Darstellung dieses Sterns. Stern BEIM wird durch einen Punkt dargestellt IN 1 . Indem wir eine ähnliche Operation für alle beobachteten Sterne wiederholen, erhalten wir ein Bild des Sternenhimmels auf der Oberfläche der Kugel - einer Sternkugel. Befindet sich der Betrachter im Zentrum dieser imaginären Kugel, so ist klar, dass für ihn die Richtung zu den Sternen selbst und zu ihren Abbildungen auf der Kugel zusammenfällt.

• Was ist das Zentrum der Himmelskugel? (Auge des Betrachters)
• Welchen Radius hat die Himmelskugel? (Willkürlich)
• Was ist der Unterschied zwischen den Himmelskugeln zweier Nachbarn auf dem Schreibtisch? (Mittelstellung).

Für die Lösung vieler praktischer Probleme spielen Entfernungen zu Himmelskörpern keine Rolle, nur ihre scheinbare Lage am Himmel ist wichtig. Winkelmessungen sind unabhängig vom Kugelradius. Obwohl die Himmelskugel in der Natur nicht existiert, verwenden Astronomen daher das Konzept der Himmelskugel, um die sichtbare Position der Sterne und Phänomene zu untersuchen, die tagsüber oder viele Monate am Himmel beobachtet werden können. Sterne, die Sonne, der Mond, Planeten usw. werden auf eine solche Kugel projiziert, wobei von den tatsächlichen Entfernungen zu den Gestirnen abstrahiert und nur die Winkelabstände zwischen ihnen berücksichtigt werden. Die Entfernungen zwischen Sternen auf der Himmelskugel können nur in Winkelmaßen ausgedrückt werden. Diese Winkelabstände werden durch den Wert des Mittelpunktswinkels zwischen den auf den einen und den anderen Stern gerichteten Strahlen oder durch die ihnen entsprechenden Bögen auf der Oberfläche der Kugel gemessen.

Für eine ungefähre Abschätzung der Winkelabstände am Himmel ist es sinnvoll, sich folgende Daten zu merken: Der Winkelabstand zwischen den beiden äußersten Sternen des Ursa-Major-Eimers (α und β) beträgt etwa 5°, und von α zu Ursa Major α Ursa Minor (Polarstern) - 5-mal mehr - ungefähr 25°.

Die einfachste visuelle Abschätzung von Winkelabständen kann auch mit den Fingern einer ausgestreckten Hand vorgenommen werden.

Nur zwei Leuchten – die Sonne und der Mond – sehen wir als Scheiben. Die Winkeldurchmesser dieser Scheiben sind fast gleich - etwa 30 "oder 0,5 °. Die Winkelabmessungen der Planeten und Sterne sind viel kleiner, daher sehen wir sie einfach als leuchtende Punkte. Mit bloßem Auge sieht ein Objekt nicht so aus ein Punkt, wenn seine Winkelabmessungen 2-3 Zoll überschreiten. Das bedeutet insbesondere, dass unser Auge jeden einzelnen leuchtenden Punkt (Stern) dann unterscheidet, wenn der Winkelabstand zwischen ihnen größer als dieser Wert ist. Mit anderen Worten, wir sehen ein Objekt nur dann nicht als Punkt, wenn der Abstand zu ihm seine Größe um nicht mehr als das 1700-fache überschreitet.

Senklot Z, Z' , das durch das Auge des Beobachters (Punkt C) geht und sich im Zentrum der Himmelskugel befindet, schneidet die Himmelskugel an Punkten Z - Zenit,Z' - Nadir.

Zenit- Dies ist der höchste Punkt über dem Kopf des Betrachters.

Nadir -Punkt der Himmelskugel gegenüber dem Zenit.

Die Ebene senkrecht zur Lotlinie wird genannthorizontale Ebene (oder Horizontebene).

mathematischer Horizontdie Schnittlinie der Himmelskugel mit einer horizontalen Ebene, die durch den Mittelpunkt der Himmelskugel verläuft.

Mit bloßem Auge sieht man am gesamten Himmel etwa 6.000 Sterne, wir sehen aber nur die Hälfte davon, weil die Erde die andere Hälfte des Sternenhimmels von uns abschließt. Bewegen sich Sterne über den Himmel? Es stellt sich heraus, dass sie sich alle gleichzeitig bewegen. Dies lässt sich leicht durch Beobachtung des Sternenhimmels (Fokussierung auf bestimmte Objekte) überprüfen.

Durch seine Rotation verändert sich das Aussehen des Sternenhimmels. Einige Sterne tauchen in seinem östlichen Teil gerade aus dem Horizont auf (steigen auf), andere stehen zu dieser Zeit hoch über ihren Köpfen und wieder andere verstecken sich bereits hinter dem Horizont in der westlichen Seite (Untergang). Gleichzeitig scheint es uns, dass sich der Sternenhimmel als Ganzes dreht. Das ist mittlerweile jedem bewusst Die Rotation des Firmaments ist ein scheinbares Phänomen, das durch die Rotation der Erde verursacht wird.

Das Bild dessen, was durch die tägliche Rotation der Erde mit dem Sternenhimmel passiert, ermöglicht es Ihnen, die Kamera festzuhalten.

Im resultierenden Bild hinterließ jeder Stern seine Spuren in Form eines Kreisbogens. Aber es gibt auch einen solchen Stern, dessen Bewegung die ganze Nacht über kaum wahrnehmbar ist. Dieser Stern wurde Polaris genannt. Er beschreibt tagsüber einen Kreis mit kleinem Radius und ist immer in fast gleicher Höhe über dem Horizont an der Nordseite des Himmels sichtbar. Das gemeinsame Zentrum aller konzentrischen Sternspuren liegt am Himmel in der Nähe des Polarsterns. Dieser Punkt, auf den die Rotationsachse der Erde gerichtet ist, heißt Nordpol der Welt. Der vom Polarstern beschriebene Bogen hat den kleinsten Radius. Aber dieser Bogen und alle anderen – unabhängig von ihrem Radius und ihrer Krümmung – bilden denselben Teil des Kreises. Wenn es möglich wäre, die Bahnen der Sterne am Himmel einen ganzen Tag lang zu fotografieren, würde sich das Foto als Vollkreis herausstellen - 360 °. Schließlich ist ein Tag die Dauer einer vollständigen Umdrehung der Erde um ihre Achse. In einer Stunde dreht sich die Erde um 1/24 des Kreises, also um 15°. Folglich beträgt die Länge des Bogens, den der Stern in dieser Zeit beschreibt, 15 ° und in einer halben Stunde 7,5 °.

Tagsüber beschreiben die Sterne die größeren Kreise, je weiter sie vom Polarstern entfernt sind.

Die Achse der täglichen Rotation der Himmelskugel wird genanntAchse der Welt (RR").

Die Schnittpunkte der Himmelskugel mit der Weltachse werden genanntdie Pole der Welt(Punkt R - Himmelsnordpolpunkt R" - Südpol der Welt).

Der Polarstern befindet sich in der Nähe des nördlichen Himmelspols. Wenn wir auf den Nordstern schauen, genauer gesagt auf einen festen Punkt daneben - den Nordpol der Welt -, fällt die Richtung unseres Blicks mit der Achse der Welt zusammen. Der Südpol der Erde befindet sich auf der Südhalbkugel der Himmelskugel.

Flugzeug EAWQ, senkrecht zur Weltachse PP" und durch den Mittelpunkt der Himmelskugel verlaufend heißtEbene des Himmelsäquators, und die Linie seines Schnittpunkts mit der Himmelskugel -Himmelsäquator.

Himmelsäquator - eine Kreislinie, die aus dem Schnittpunkt der Himmelskugel mit einer Ebene erhalten wird, die durch den Mittelpunkt der Himmelskugel senkrecht zur Weltachse verläuft.

Der Himmelsäquator teilt die Himmelskugel in zwei Hemisphären: Nord und Süd.

Die Weltachse, die Pole der Welt und der Himmelsäquator sind ähnlich wie die Achse, die Pole und der Äquator der Erde, da die aufgeführten Namen mit der scheinbaren Rotation der Himmelskugel verbunden sind und eine Folge davon ist tatsächliche Drehung des Globus.

Das Flugzeug, das durch den Zenit gehtZ , Center Mit Himmelskugel und Pol R Frieden, rufen sieEbene des Himmelsmeridians, und die Linie seines Schnittpunkts mit der Himmelskugel bildetHimmelsmeridianlinie.

Himmelsmeridian - ein Großkreis der Himmelskugel, der durch den Zenit Z, den Himmelspol P, den Himmelssüdpol R", Nadir Z" verläuft

An jedem Ort auf der Erde fällt die Ebene des Himmelsmeridians mit der Ebene des geografischen Meridians dieses Ortes zusammen.

Mittagslinie NS - Dies ist die Schnittlinie der Ebenen des Meridians und des Horizonts. N - Nordpunkt, S - Südpunkt

Er heißt so, weil am Mittag die Schatten vertikaler Objekte in diese Richtung fallen.

• Wie lang ist die Rotationsperiode der Himmelskugel? (Gleich der Rotationsperiode der Erde - 1 Tag).
• In welche Richtung findet die scheinbare (scheinbare) Rotation der Himmelskugel statt? (Gegen die Richtung der Erdrotation).
• Was lässt sich über die relative Lage der Rotationsachse der Himmelskugel und der Erdachse aussagen? (Die Achse der Himmelskugel und die Erdachse fallen zusammen).
• Sind alle Punkte der Himmelskugel an der scheinbaren Drehung der Himmelskugel beteiligt? (Auf der Achse liegende Punkte sind in Ruhe).

Die Erde bewegt sich auf einer Umlaufbahn um die Sonne. Die Rotationsachse der Erde ist in einem Winkel von 66,5° zur Ebene der Umlaufbahn geneigt. Durch die Wirkung der Gravitationskräfte von der Seite des Mondes und der Sonne wird die Rotationsachse der Erde verschoben, während die Neigung der Achse zur Ebene der Erdbahn konstant bleibt. Die Erdachse gleitet sozusagen entlang der Kegeloberfläche. (dasselbe passiert mit der y-Achse eines gewöhnlichen Kreisels am Ende der Rotation).

Dieses Phänomen wurde bereits 125 v. Chr. entdeckt. e. Griechischer Astronom Hipparchos und benannt Präzession.

Eine Umdrehung der Erdachse dauert 25.776 Jahre – dieser Zeitraum wird als platonisches Jahr bezeichnet. Jetzt in der Nähe von P - dem Nordpol der Welt - befindet sich der Nordstern - α Ursa Minor. Der Polarstern ist derjenige, der sich derzeit in der Nähe des Nordpols der Welt befindet. In unserer Zeit, ab etwa 1100, ist ein solcher Stern der Alpha-Ursa Minor - Kinosura. Zuvor wurde der Titel des Polars abwechselnd π, η und τ Hercules, den Sternen von Tuban und Kochab, zugeordnet. Die Römer hatten überhaupt keinen Nordstern, und Kokhab und Kinosuru (α Ursa Minor) wurden Wächter genannt.

Zu Beginn unserer Berechnungen - der Pol der Welt war in der Nähe von α Draco - vor 2000 Jahren. Im Jahr 2100 wird der Himmelspol nur noch 28 Zoll vom Nordstern entfernt sein – jetzt 44 Zoll. Im Jahr 3200 wird das Sternbild Kepheus polar. Im Jahr 14000 wird Wega (α Lyrae) polar sein.

Wie finde ich den Polarstern am Himmel?

Um den Nordstern zu finden, müssen Sie im Geiste eine gerade Linie durch die Sterne des Großen Wagens (die ersten 2 Sterne des "Eimers") ziehen und 5 Entfernungen zwischen diesen Sternen entlang zählen. An dieser Stelle, neben der geraden Linie, sehen wir einen Stern, der fast genauso hell ist wie die Sterne der "Kelle" - das ist der Polarstern.

Im Sternbild Kleiner Wagen ist der Polarstern am hellsten. Aber genau wie die meisten Sterne des Big Dipper-Eimers ist der Polaris ein Stern der zweiten Größenordnung.

Sommerdreieck (Sommer-Herbst) = Stern Vega (α Lyra, 25,3 Lichtjahre), Stern Deneb (α Cygnus, 3230 Lichtjahre), Stern Altair (α Eagle, 16,8 Lichtjahre)

Himmelskoordinaten

Um eine Leuchte am Himmel zu finden, müssen Sie angeben, auf welcher Seite des Horizonts und wie hoch sie sich darüber befindet. Zu diesem Zweck wird es verwendet horizontales Koordinatensystem – Azimut und Höhe. Für einen Beobachter, der sich irgendwo auf der Erde befindet, ist es nicht schwierig, die vertikale und horizontale Richtung zu bestimmen.

Der erste von ihnen wird mit einem Lot bestimmt und in der Zeichnung durch ein Lot dargestellt ZZ", durch den Mittelpunkt der Kugel gehen (Punkt Ö).

Der Z-Punkt direkt über dem Kopf des Betrachters wird genannt Zenit.

Eine Ebene, die senkrecht zur Lotlinie durch den Mittelpunkt der Kugel verläuft, bildet einen Kreis, wenn sie sich mit der Kugel schneidet - wahr, oder mathematisch, horizont.

Höhe Die Leuchte wird entlang eines Kreises gezählt, der durch den Zenit und die Leuchte verläuft , und wird durch die Länge des Bogens dieses Kreises vom Horizont bis zur Leuchte ausgedrückt. Dieser Bogen und der ihm entsprechende Winkel werden üblicherweise mit dem Buchstaben bezeichnet h.

Die Höhe der Leuchte, die sich im Zenit befindet, beträgt 90 °, am Horizont - 0 °.

Die Position der Leuchte relativ zu den Seiten des Horizonts wird durch ihre zweite Koordinate angezeigt - Azimut, mit einem Buchstaben bezeichnet SONDERN. Der Azimut wird vom Südpunkt aus gemessen im Uhrzeigersinn, also ist der Azimut des Südpunktes 0°, der Westpunkt 90° und so weiter.

Die horizontalen Koordinaten der Leuchten ändern sich im Laufe der Zeit kontinuierlich und hängen von der Position des Beobachters auf der Erde ab, da sich die Horizontebene an einem bestimmten Punkt der Erde in Bezug auf den Weltraum mit diesem dreht.

Die horizontalen Koordinaten der Leuchten werden gemessen, um die Zeit oder die geografischen Koordinaten verschiedener Punkte auf der Erde zu bestimmen. In der Praxis werden beispielsweise in der Geodäsie Höhe und Azimut mit speziellen goniometrischen optischen Instrumenten gemessen - Theodoliten.

Um eine Sternkarte zu erstellen, die Konstellationen in einer Ebene darstellt, müssen Sie die Koordinaten der Sterne kennen. Dazu müssen Sie ein Koordinatensystem auswählen, das sich mit dem Sternenhimmel dreht. Um die Position der Leuchten am Himmel anzugeben, wird ein Koordinatensystem verwendet, das dem in der Geographie ähnelt. - äquatoriales Koordinatensystem.

Das äquatoriale Koordinatensystem ähnelt dem geografischen Koordinatensystem auf dem Globus. Wie Sie wissen, kann die Position eines beliebigen Punktes auf dem Globus angegeben werden mit mit geografischen Koordinaten - Breiten- und Längengrad.

Geografische Breite - ist der Winkelabstand des Punktes vom Erdäquator. Die geografische Breite (φ) wird entlang der Meridiane vom Äquator bis zu den Polen der Erde gemessen.

Längengrad- der Winkel zwischen der Ebene des Meridians des gegebenen Punktes und der Ebene des Anfangsmeridians. Geografische Länge (λ) wird entlang des Äquators vom Anfangsmeridian (Greenwich) aus gemessen.

Moskau hat beispielsweise die folgenden Koordinaten: 37°30" östliche Länge und 55°45" nördliche Breite.

Lassen Sie uns vorstellen äquatoriales Koordinatensystem, welche gibt die Position der Leuchten auf der Himmelskugel relativ zueinander an.

Ziehen wir eine Linie durch den Mittelpunkt der Himmelskugel parallel zur Rotationsachse der Erde, - Achse der Welt. Es wird die Himmelskugel an zwei diametral gegenüberliegenden Punkten durchqueren, die als bezeichnet werden die Pole der Welt - R und R. Der Nordpol der Welt wird als derjenige bezeichnet, in dessen Nähe sich der Nordstern befindet. Eine Ebene, die durch den Mittelpunkt der Kugel parallel zur Ebene des Erdäquators verläuft, bildet im Querschnitt mit der Kugel einen sogenannten Kreis Himmelsäquator. Der Himmelsäquator (wie der der Erde) teilt die Himmelskugel in zwei Hemisphären: die nördliche und die südliche. Der Winkelabstand eines Sterns vom Himmelsäquator wird genannt Deklination. Die Deklination wird in einem Kreis gemessen, der durch die Leuchte und die Pole der Welt gezogen wird, sie ist ähnlich der geografischen Breite.

Deklination- Winkelabstand der Leuchten vom Himmelsäquator. Die Deklination wird durch den Buchstaben δ gekennzeichnet. Auf der Nordhalbkugel gelten Deklinationen als positiv, auf der Südhalbkugel als negativ.

Die zweite Koordinate, die die Position des Sterns am Himmel angibt, ähnelt der geografischen Länge. Diese Koordinate heißt Rektaszension . Die Rektaszension wird entlang des Himmelsäquators vom Frühlingsäquinoktiumspunkt γ gemessen, in dem die Sonne alljährlich am 21. März (am Tag des Frühlingsäquinoktiums) steht. Sie wird vom Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche γ gegen den Uhrzeigersinn gezählt, d. h. in Richtung der täglichen Rotation des Himmels. Daher steigen die Gestirne in aufsteigender Reihenfolge ihres rechten Aufstiegs auf (und gehen unter).

Rektaszension - der Winkel zwischen der Ebene eines Halbkreises, der vom Himmelspol durch die Leuchte gezogen wird(Deklinationskreis), und die Ebene eines Halbkreises, der vom Himmelspol durch den auf dem Äquator liegenden Punkt des Frühlingsäquinoktiums gezogen wird(der anfängliche Deklinationskreis). Rektaszension wird mit dem Buchstaben α bezeichnet

Deklination und Rektaszension(δ, α) heißen äquatoriale Koordinaten.

Deklination und Rektaszension werden zweckmäßigerweise nicht in Grad, sondern in Zeiteinheiten ausgedrückt. Wenn man bedenkt, dass die Erde in 24 Stunden eine Umdrehung macht, erhalten wir:

360° - 24 Std., 1° - 4 Min.;

15° - 1 Stunde, 15" -1 Minute, 15" - 1 Sek.

Daher entspricht beispielsweise eine Rektaszension von 12 Stunden 180° und 7 Stunden und 40 Minuten 115°.

Wenn keine besondere Genauigkeit erforderlich ist, können die Himmelskoordinaten für die Sterne als unverändert angesehen werden. Mit der täglichen Drehung des Sternenhimmels dreht sich auch die Frühlings-Tagundnachtgleiche. Daher sind die Positionen der Sterne relativ zum Äquator und zum Frühlingsäquinoktium weder von der Tageszeit noch von der Position des Beobachters auf der Erde abhängig.

Das äquatoriale Koordinatensystem wird auf einer beweglichen Karte des Sternenhimmels dargestellt.

Der Inhalt des Artikels

HIMMELSPHÄRE. Wenn wir den Himmel beobachten, scheinen sich alle astronomischen Objekte auf einer kuppelförmigen Fläche zu befinden, in deren Zentrum sich der Beobachter befindet. Diese imaginäre Kuppel bildet die obere Hälfte einer imaginären Kugel, die als "Himmelskugel" bezeichnet wird. Es spielt eine grundlegende Rolle bei der Anzeige der Position astronomischer Objekte.

Die Rotationsachse der Erde ist um etwa 23,5° gegenüber der auf die Ebene der Erdbahn (auf die Ebene der Ekliptik) gezogenen Senkrechten geneigt. Der Schnittpunkt dieser Ebene mit der Himmelskugel ergibt einen Kreis - die Ekliptik, die scheinbare Bahn der Sonne in einem Jahr. Die Ausrichtung der Erdachse im Weltraum ändert sich fast nicht. So steigt sie jedes Jahr im Juni, wenn das nördliche Ende der Achse zur Sonne geneigt ist, hoch in den Himmel der nördlichen Hemisphäre, wo die Tage lang und die Nächte kurz werden. Nachdem die Erde im Dezember auf die entgegengesetzte Seite der Umlaufbahn gerückt ist, wendet sie sich mit der Südhalbkugel der Sonne zu, und in unserem Norden werden die Tage kurz und die Nächte lang. Cm. zudem JAHRESZEITEN .

Unter dem Einfluss der Sonnen- und Mondanziehung ändert sich jedoch die Ausrichtung der Erdachse immer noch allmählich. Die Hauptbewegung der Achse, die durch den Einfluss von Sonne und Mond auf die äquatoriale Wölbung der Erde verursacht wird, wird als Präzession bezeichnet. Infolge der Präzession dreht sich die Erdachse langsam um die Senkrechte zur Bahnebene und beschreibt in 26.000 Jahren einen Kegel mit einem Radius von 23,5°. Aus diesem Grund wird der Pol in einigen Jahrhunderten nicht mehr in der Nähe des Polarsterns sein. Darüber hinaus macht die Erdachse kleine Schwankungen, die als Nutation bezeichnet werden und mit der Elliptizität der Erd- und Mondbahnen sowie der Tatsache zusammenhängen, dass die Ebene der Mondbahn leicht zur Ebene der Erdbahn geneigt ist.

Wie wir bereits wissen, verändert sich das Erscheinungsbild der Himmelskugel während der Nacht durch die Rotation der Erde um ihre Achse. Aber auch wenn Sie den Himmel im Laufe des Jahres zur gleichen Zeit beobachten, ändert sich sein Aussehen aufgrund der Rotation der Erde um die Sonne. Es dauert ca. 365 1/4 Tage - etwa ein Grad pro Tag. Ein Tag bzw. Sonnentag ist übrigens die Zeit, in der sich die Erde gegenüber der Sonne einmal um ihre Achse dreht. Sie besteht aus der Zeit, die die Erde benötigt, um sich um die Sterne zu drehen („siderischer Tag“), plus einer kleinen Zeitspanne – etwa vier Minuten – um die Erdumlaufbewegung um ein Grad pro Tag auszugleichen. Also in einem Jahr ca. 365 1/4 Sonnentage und ca. 366 1/4 Stern.

Von einem bestimmten Punkt der Erde aus betrachtet, befinden sich polnahe Sterne entweder immer über dem Horizont oder erheben sich nie darüber. Alle anderen Sterne gehen auf und unter, und jeden Tag erfolgt der Auf- und Untergang jedes Sterns 4 Minuten früher als am Vortag. Manche Sterne und Sternbilder gehen im Winter nachts am Himmel auf – wir nennen sie „Winter“ und andere – „Sommer“.

Somit wird die Sicht auf die Himmelskugel durch drei Zeiten bestimmt: die Tageszeit, die mit der Rotation der Erde verbunden ist; Jahreszeit im Zusammenhang mit Umlauf um die Sonne; eine Epoche, die mit Präzession verbunden ist (obwohl letzterer Effekt selbst in 100 Jahren „mit dem Auge“ kaum wahrnehmbar ist).

Koordinatensystem.

Es gibt verschiedene Möglichkeiten, die Position von Objekten auf der Himmelskugel anzuzeigen. Jeder von ihnen ist für Aufgaben eines bestimmten Typs geeignet.

Alt-Azimut-System.

Um die Position eines Objekts am Himmel in Bezug auf die den Beobachter umgebenden irdischen Objekte anzuzeigen, wird ein "Alt-Azimut"- oder "horizontales" Koordinatensystem verwendet. Es gibt die Winkelentfernung des Objekts über dem Horizont an, die als "Höhe" bezeichnet wird, sowie sein "Azimut" - die Winkelentfernung entlang des Horizonts von einem bedingten Punkt zu einem Punkt direkt unter dem Objekt. In der Astronomie wird der Azimut von einem Punkt von Süden nach Westen und in der Geodäsie und Navigation von einem Punkt von Norden nach Osten gemessen. Bevor Sie den Azimut verwenden, müssen Sie daher herausfinden, in welchem ​​​​System er angezeigt wird. Der Punkt am Himmel direkt über dem Kopf hat eine Höhe von 90 ° und wird "Zenit" genannt, und der diametral gegenüberliegende Punkt (unter den Füßen) wird "Nadir" genannt. Für viele Aufgaben ist ein großer Kreis der Himmelskugel, genannt "Himmelsmeridian", wichtig; Es geht durch den Zenit, den Nadir und die Himmelspole und kreuzt den Horizont an Punkten im Norden und Süden.

äquatoriales System.

Durch die Rotation der Erde bewegen sich die Sterne ständig relativ zum Horizont und Himmelsrichtungen und ihre Koordinaten im Horizontalsystem ändern sich. Für einige Aufgaben der Astronomie muss das Koordinatensystem jedoch unabhängig von der Position des Beobachters und der Tageszeit sein. Ein solches System wird "äquatorial" genannt; seine Koordinaten ähneln geografischen Breiten- und Längengraden. Darin legt die bis zum Schnittpunkt mit der Himmelskugel verlängerte Ebene des Erdäquators den Hauptkreis fest - den "Himmelsäquator". Die "Deklination" eines Sterns ähnelt dem Breitengrad und wird durch seine Winkelentfernung nördlich oder südlich des Himmelsäquators gemessen. Wenn der Stern genau im Zenit sichtbar ist, dann ist der Breitengrad des Beobachtungsortes gleich der Deklination des Sterns. Die geografische Länge entspricht der „Rektaszension“ des Sterns. Sie wird östlich des Schnittpunktes der Ekliptik mit dem Himmelsäquator gemessen, den die Sonne im März passiert, am Tag des Frühlingsanfangs auf der Nordhalbkugel und des Herbstes auf der Südhalbkugel. Dieser für die Astronomie wichtige Punkt wird „erster Punkt des Widders“ oder „Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche“ genannt und mit dem Vorzeichen bezeichnet. Rektaszensionswerte werden normalerweise in Stunden und Minuten angegeben, wobei 24 Stunden als 360° betrachtet werden.

Das äquatoriale System wird bei der Beobachtung mit Teleskopen verwendet. Das Teleskop ist so installiert, dass es sich von Ost nach West um die zum Himmelspol gerichtete Achse drehen kann und so die Erdrotation kompensiert.

andere Systeme.

Für einige Zwecke werden auch andere Koordinatensysteme auf der Himmelskugel verwendet. Wenn sie beispielsweise die Bewegung von Körpern im Sonnensystem untersuchen, verwenden sie ein Koordinatensystem, dessen Hauptebene die Ebene der Erdumlaufbahn ist. Die Struktur der Galaxie wird in einem Koordinatensystem untersucht, dessen Hauptebene die Äquatorialebene der Galaxie ist, die am Himmel durch einen Kreis dargestellt wird, der entlang der Milchstraße verläuft.

Vergleich von Koordinatensystemen.

Die wichtigsten Details der horizontalen und äquatorialen Systeme sind in den Abbildungen dargestellt. In der Tabelle werden diese Systeme mit dem geographischen Koordinatensystem verglichen.

Übergang von einem System zum anderen.

Oft besteht die Notwendigkeit, seine äquatorialen Koordinaten aus den Alt-Azimut-Koordinaten eines Sterns zu berechnen und umgekehrt. Dazu ist es notwendig, den Beobachtungszeitpunkt und die Position des Beobachters auf der Erde zu kennen. Mathematisch wird das Problem mit einem sphärischen Dreieck mit Spitzen im Zenit, am Himmelsnordpol und am Stern X gelöst; es wird das "astronomische Dreieck" genannt.

Der Winkel mit einem Scheitelpunkt am Nordpol der Welt zwischen dem Meridian des Beobachters und der Richtung zu einem beliebigen Punkt der Himmelskugel wird als "Stundenwinkel" dieses Punktes bezeichnet; er wird westlich des Meridians gemessen. Der Stundenwinkel des Frühlingsäquinoktiums, ausgedrückt in Stunden, Minuten und Sekunden, wird als "Sternzeit" (Si. T. - Sternzeit) am Beobachtungspunkt bezeichnet. Und da die Rektaszension eines Sterns auch der Polarwinkel zwischen der Richtung zu ihm und zum Frühlingsäquinoktium ist, ist die Sternzeit gleich der Rektaszension aller auf dem Meridian des Beobachters liegenden Punkte.

Somit ist der Stundenwinkel eines beliebigen Punktes auf der Himmelskugel gleich der Differenz zwischen der Sternzeit und ihrer Rektaszension:

Sei der Breitengrad des Beobachters j. Gegeben sind die äquatorialen Koordinaten eines Sterns a und d, dann seine horizontalen Koordinaten a und kann mit folgenden Formeln berechnet werden:

Sie können auch das umgekehrte Problem lösen: nach den Messwerten a und h, die Zeit wissend, berechnen a und d. Deklination d wird direkt aus der letzten Formel berechnet, dann wird aus der vorletzten berechnet H, und von Anfang an, wenn die Sternzeit bekannt ist, dann a.

Darstellung der Himmelskugel.

Seit Jahrhunderten suchen Wissenschaftler nach der besten Möglichkeit, die Himmelssphäre zu Studien- oder Demonstrationszwecken darzustellen. Zwei Arten von Modellen wurden vorgeschlagen: zweidimensional und dreidimensional.

Die Himmelskugel kann in einer Ebene genauso dargestellt werden wie die kugelförmige Erde auf Karten. In beiden Fällen muss ein geometrisches Projektionssystem gewählt werden. Der erste Versuch, Ausschnitte der Himmelskugel in einer Ebene darzustellen, waren Felszeichnungen von Sternkonfigurationen in den Höhlen der alten Menschen. Heutzutage gibt es verschiedene Sternkarten, die in Form von handgezeichneten oder fotografischen Sternatlanten veröffentlicht werden, die den gesamten Himmel abdecken.

Alte chinesische und griechische Astronomen stellten die Himmelssphäre in einem Modell dar, das als "Armillarsphäre" bekannt ist. Es besteht aus Metallkreisen oder -ringen, die miteinander verbunden sind, um die wichtigsten Kreise der Himmelskugel darzustellen. Heute werden häufig Sterngloben verwendet, auf denen die Positionen der Sterne und die Hauptkreise der Himmelskugel markiert sind. Armillarsphären und Globen haben einen gemeinsamen Nachteil: Die Position der Sterne und die Markierungen der Kreise sind auf ihrer äußeren, konvexen Seite markiert, die wir von außen betrachten, während wir „von innen“ in den Himmel blicken Sterne scheinen uns auf der konkaven Seite der Himmelskugel platziert zu sein. Dies führt manchmal zu Verwirrung bei den Bewegungsrichtungen von Sternen und Sternbildfiguren.

Das Planetarium gibt die realistischste Darstellung der Himmelskugel. Die optische Projektion von Sternen auf eine halbkugelförmige Leinwand von innen ermöglicht es, das Erscheinungsbild des Himmels und allerlei Bewegungen der Leuchten darauf sehr genau wiederzugeben.