1 Mouvement annuel du Soleil et système de coordonnées écliptiques

Le Soleil, parallèlement à sa rotation quotidienne, se déplace lentement dans la sphère céleste dans la direction opposée sur un grand cercle tout au long de l'année, appelé écliptique. L'écliptique est inclinée par rapport à l'équateur céleste d'un angle de Ƹ, dont la magnitude est actuellement proche de 23 26´. L'écliptique coupe l'équateur céleste au point du printemps ♈ (21 mars) et de l'automne Ω (23 septembre) équinoxes. Les points de l'écliptique, espacés de 90 degrés des équinoxes, sont les points des solstices d'été (22 juin) et d'hiver (22 décembre). Les coordonnées équatoriales du centre du disque solaire changent continuellement tout au long de l'année de 0h à 24h (ascension droite) - longitude écliptique ϒm, mesurée du point d'équinoxe de printemps au cercle de latitude. Et de 23 26´ à -23 26´ (déclinaison) - latitude écliptique, mesurée de 0 à +90 au pôle nord et de 0 à -90 au pôle sud. Les constellations zodiacales sont les constellations situées sur la ligne de l'écliptique. Il y a 13 constellations sur la ligne de l'écliptique : Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau, Poissons et Ophiuchus. Mais la constellation d'Ophiuchus n'est pas mentionnée, bien que le Soleil y soit la plupart du temps des constellations du Sagittaire et du Scorpion. Ceci est fait pour plus de commodité. Lorsque le Soleil est sous l'horizon à des altitudes de 0 à -6, le crépuscule civil dure, et de -6 à -18, le crépuscule astronomique dure.

2 Mesure du temps

La mesure du temps est basée sur des observations rotation quotidienne arc et mouvement annuel du Soleil, c'est-à-dire la rotation de la Terre autour de son axe et la révolution de la Terre autour du Soleil.

La durée de l'unité de temps de base, appelée jour, dépend du point choisi dans le ciel. En astronomie, ces points sont considérés comme :

Equinoxe vernal ♈ ( temps sidéral);

Centre du disque visible du Soleil ( vrai soleil, heure solaire vraie) ;

- Soleil moyen - un point fictif dont la position dans le ciel peut être calculée théoriquement à tout instant ( heure solaire moyenne)

Pour mesurer de longues périodes de temps, l'année tropicale est basée sur le mouvement de la Terre autour du Soleil.

Année tropicale- la période de temps entre deux passages successifs du centre du véritable centre du Soleil à l'équinoxe de printemps. Il contient 365,2422 jours solaires moyens.

En raison du mouvement lent de la pointe Equinoxe de Printemps vers le Soleil, appelé précession, par rapport aux étoiles, le Soleil apparaît au même point du ciel après une période de 20 minutes. 24 secondes. supérieure à une année tropicale. On l'appelle année sidérale et contient 365,2564 jours solaires moyens.

3 Temps sidéral

L'intervalle de temps entre deux points culminants successifs de l'équinoxe de printemps sur un même méridien géographique est appelé jour sidéral.

Le temps sidéral est mesuré par l'angle horaire de l'équinoxe vernal : S=t ♈, et est égal à la somme de l'ascension droite et de l'angle horaire de n'importe quelle étoile : S = α + t.

Le temps sidéral à tout moment est égal à l'ascension droite de n'importe quelle étoile plus son angle horaire.

Au moment du point culminant supérieur, son angle horaire était t=0 et S = α.

4 Heure solaire vraie

L'intervalle de temps entre deux points culminants successifs du Soleil (le centre du disque solaire) sur un même méridien géographique est appelé je suis dans de vrais jours ensoleillés.

Le début du vrai jour solaire sur un méridien donné est considéré comme le moment du point culminant inférieur du Soleil ( vrai minuit).

Le temps s'écoulant depuis le point culminant inférieur du Soleil jusqu'à toute autre position du Soleil, exprimé en fractions de jour solaire vrai, est appelé heure solaire vraie T ʘ

Heure solaire vraie exprimé en fonction de l'angle horaire du Soleil augmenté de 12 heures : T ʘ = t ʘ + 12 h

5 Temps solaire moyen

Pour que le jour ait une longueur constante et en même temps soit associé au mouvement du Soleil, les notions de deux points fictifs ont été introduites en astronomie :

Soleil écliptique moyen et Soleil équatorial moyen.

Le Soleil moyen de l'écliptique (éclipse moyenne. S.) se déplace uniformément le long de l'écliptique à une vitesse moyenne.

Le Soleil équatorial moyen se déplace le long de l'équateur à une vitesse constante du Soleil écliptique moyen et passe simultanément l'équinoxe de printemps.

L'intervalle de temps entre deux culminations successives du Soleil équatorial moyen sur un même méridien géographique est appelé journée moyennement ensoleillée.

Le temps écoulé depuis le point culminant inférieur du Soleil équatorial moyen jusqu'à toute autre position, exprimé en fractions du jour solaire moyen, est appelé heure solaire moyenneTm.

Temps solaire moyen Tm sur un méridien donné à tout moment est numériquement égal à l'angle horaire du Soleil : Tm=t m+ 12h

Le temps moyen diffère du temps réel du montant équations du temps: Tm= Tʘ +n .

6 Heure mondiale, standard et maternité

Mondial:

L’heure solaire moyenne locale du méridien de Greenwich est appelée heure universelle ou mondiale T 0 .

L’heure solaire moyenne locale de n’importe quel point de la Terre est déterminée par : Tm= T0+ λh

Heure normale:

Le temps est compté sur 24 méridiens géographiques principaux, situés les uns des autres à exactement 15 (ou 1 heure) de longitude environ au milieu de chaque fuseau horaire. Le méridien principal est Greenwich. L’heure standard est l’heure universelle plus le numéro de fuseau horaire : T P = T 0+n

Congé maternité:

En Russie en Vie pratique Avant mars 2011, le temps de maternité était utilisé :

T D = T P+ 1h.

L'heure de maternité dans le deuxième fuseau horaire dans lequel se trouve Moscou est appelée heure de Moscou. En été (avril-octobre), les aiguilles de l'horloge étaient avancées d'une heure et en hiver, elles étaient reculées d'une heure.

7 Réfraction

La position apparente des luminaires au-dessus de l'horizon diffère de celle calculée à l'aide des formules. Les rayons d'un objet céleste, avant d'entrer dans l'œil de l'observateur, traversent l'atmosphère terrestre et s'y réfractent. Et à mesure que la densité augmente vers la surface de la Terre, le rayon lumineux est de plus en plus dévié dans la même direction le long d'une ligne courbe, de sorte que la direction OM 1, dans laquelle l'observateur voit le corps, s'avère déviée vers le zénith et ne coïncide pas avec la direction OM 2, par laquelle il verrait l'astre en l'absence d'atmosphère.

Le phénomène de réfraction des rayons lumineux lors de leur passage dans l'atmosphère terrestre est appelé astronomique. réfraction. L'angle M 1 OM 2 s'appelle angle de réfraction ou réfraction ρ.

L'angle ZOM 1 est appelé la distance zénithale apparente du luminaire zʹ, et l'angle ZOM 2 est appelé la distance zénithale vraie z : z - zʹ = ρ, c'est-à-dire la vraie distance du luminaire est supérieure à celle visible d'un montant ρ.

Sur l'horizon réfraction en moyenne égal à 35ʹ.

En raison de la réfraction, des changements dans la forme des disques du Soleil et de la Lune sont observés lorsqu'ils se lèvent ou se couchent.

Trajectoire annuelle du Soleil

L’expression « la trajectoire du Soleil parmi les étoiles » peut paraître étrange à certains. Après tout, on ne peut pas voir les étoiles pendant la journée. Il n’est donc pas facile de remarquer que le Soleil se déplace lentement, d’environ 1˚ par jour, parmi les étoiles de droite à gauche. Mais vous pouvez voir comment l’apparence du ciel étoilé change tout au long de l’année. Tout cela est une conséquence de la révolution de la Terre autour du Soleil.

La trajectoire du mouvement annuel visible du Soleil sur fond d'étoiles est appelée écliptique (du grec « éclipse » - « éclipse »), et la période de rotation le long de l'écliptique est appelée année sidérale. Elle équivaut à 265 jours 6 heures 9 minutes 10 secondes, soit 365,2564 jours solaires moyens.

L'écliptique et l'équateur céleste se coupent selon un angle de 23˚26" aux points des équinoxes de printemps et d'automne. Le Soleil apparaît généralement au premier de ces points le 21 mars, lorsqu'il passe de l'hémisphère sud du ciel à le nord. Au deuxième - le 23 septembre, lorsqu'il passe de l'hémisphère nord au sud. Au point de l'écliptique le plus éloigné au nord, le Soleil se produit le 22 juin (solstice d'été), et au sud - le 22 décembre (solstice d'hiver). année bissextile ces dates sont décalées d'un jour.

Parmi les quatre points de l'écliptique, le principal est l'équinoxe de printemps. C’est à partir de là que l’une des coordonnées célestes est mesurée : l’ascension droite. Il sert également à compter le temps sidéral et l'année tropicale - la période de temps entre deux passages successifs du centre du Soleil à l'équinoxe de printemps. L'année tropicale détermine le changement des saisons sur notre planète.

Puisque le point de l'équinoxe de printemps se déplace lentement parmi les étoiles en raison de la précession l'axe de la Terre, la durée de l'année tropicale est inférieure à la durée de l'année sidérale. Il s’agit de 365,2422 jours solaires moyens.

Il y a environ 2 000 ans, lorsque Hipparque compila son catalogue d'étoiles (le premier à nous parvenir dans son intégralité), l'équinoxe de printemps se trouvait dans la constellation du Bélier. À notre époque, il s'est déplacé de près de 30° vers la constellation des Poissons, et le point de l'équinoxe d'automne s'est déplacé de la constellation de la Balance à la constellation de la Vierge. Mais selon la tradition, les points des équinoxes sont désignés par les anciens signes des anciennes constellations « équinoxes » - Bélier et Balance. La même chose s'est produite avec les points du solstice : celui d'été dans la constellation du Taureau est marqué par le signe du Cancer, et celui d'hiver dans la constellation du Sagittaire est marqué par le signe du Capricorne.

Et enfin, la dernière chose est liée au mouvement annuel apparent du Soleil. Le Soleil traverse la moitié de l'écliptique de l'équinoxe de printemps à l'équinoxe d'automne (du 21 mars au 23 septembre) en 186 jours. La seconde moitié, à partir de l'équinoxe d'automne et de printemps, dure 179 jours (180 dans une année bissextile). Mais les moitiés de l’écliptique sont égales : chacune mesure 180˚. Par conséquent, le Soleil se déplace de manière inégale le long de l’écliptique. Cette inégalité s'explique par les changements dans la vitesse de déplacement de la Terre sur une orbite elliptique autour du Soleil.

Le mouvement inégal du Soleil le long de l’écliptique entraîne des durées différentes des saisons. Pour les habitants de l’hémisphère nord, par exemple, le printemps et l’été durent six jours de plus que l’automne et l’hiver. La Terre du 2 au 4 juin est située à 5 millions de kilomètres de plus du Soleil que les 2 et 3 janvier et se déplace plus lentement sur son orbite conformément à la deuxième loi de Kepler. En été, la Terre reçoit moins de chaleur du Soleil, mais l'été dans l'hémisphère Nord est plus long que l'hiver. Par conséquent, l’hémisphère nord de la Terre est plus chaud que l’hémisphère sud.

ÉCLIPSE SOLAIRE

Au moment de la nouvelle lune lunaire, une éclipse solaire peut se produire - après tout, c'est pendant la nouvelle lune que la Lune passe entre le Soleil et la Terre. Les astronomes savent à l’avance quand et où une éclipse solaire sera observée et le signalent dans des calendriers astronomiques.

La Terre n’a qu’un seul satellite, mais quel satellite ! Lune 400 fois plus petit que le soleil et à peine 400 fois plus proches de la Terre, le Soleil et la Lune apparaissent donc dans le ciel comme des disques de même taille. donc en entier éclipse solaire La Lune obscurcit complètement la surface brillante du Soleil, laissant toute l’atmosphère solaire exposée.

Exactement à l'heure et à la minute fixées, à travers le verre sombre, vous pouvez voir comment quelque chose de noir se glisse sur le disque brillant du Soleil depuis le bord droit et comment un trou noir apparaît dessus. Il grandit progressivement jusqu'à ce que le cercle solaire prenne finalement la forme d'une faucille étroite. Dans le même temps, la lumière du jour faiblit rapidement. Ici, le soleil se cache complètement derrière un rideau sombre, le dernier rayon du jour s'éteint et l'obscurité, qui semble d'autant plus profonde qu'elle est soudaine, s'étend autour, plongeant l'homme et la nature toute entière dans une surprise silencieuse.

L'astronome anglais Francis Bailey parle de l'éclipse de Soleil du 8 juillet 1842 dans la ville de Pavie (Italie) : « Lorsque l'éclipse totale s'est produite et que la lumière du soleil s'est instantanément éteinte, une sorte de rayonnement brillant est soudainement apparu autour du corps sombre de la Lune, semblable à une couronne ou à un halo autour de la tête du Saint. Aucun rapport d'éclipses passées n'avait mentionné quelque chose de semblable, et je ne m'attendais pas du tout à voir la splendeur qui était maintenant devant mes yeux. La largeur de la couronne, mesuré à partir de la circonférence du disque de la Lune, était égal à environ la moitié du diamètre lunaire. Il semblait composé de rayons brillants. Sa lumière était plus dense près du bord même de la Lune, et à mesure qu'ils s'éloignaient, les rayons de la couronne devenaient plus faibles. et plus mince. L'affaiblissement de la lumière s'est déroulé tout à fait en douceur avec l'augmentation de la distance. La couronne apparaissait sous la forme de faisceaux de rayons droits faibles ; leurs extrémités extérieures divergeaient comme un éventail ; les rayons étaient de longueur inégale. La couronne n'était pas rougeâtre, non nacré, il était entièrement blanc et ses rayons scintillaient ou vacillaient comme une flamme de gaz. Aussi brillant que ce phénomène ait été, peu importe combien il a suscité le plaisir des spectateurs, il y avait encore quelque chose de sinistre dans ce spectacle étrange et merveilleux, et je comprends parfaitement à quel point les gens ont pu être choqués et effrayés au moment où ces phénomènes se sont produits. de manière complètement inattendue.

Le détail le plus surprenant de l'ensemble du tableau était l'apparition de trois grandes saillies (proéminences) qui s'élevaient au-dessus du bord de la Lune, mais qui faisaient évidemment partie de la couronne. Ils ressemblaient à des montagnes d'une hauteur énorme, comme les sommets enneigés des Alpes lorsqu'ils sont éclairés par les rayons rouges du soleil couchant. Leur couleur rouge virait au lilas ou au violet ; peut-être qu’une teinte fleur de pêcher serait la mieux adaptée ici. La lumière des saillies, contrairement au reste de la couronne, était complètement calme, les « montagnes » ne scintillaient ni ne scintillaient. Les trois saillies, de tailles légèrement différentes, étaient visibles jusqu'au dernier moment de la phase totale de l'éclipse. Mais dès que le premier rayon du Soleil a percé, les proéminences, ainsi que la couronne, ont disparu sans laisser de trace, et la lumière vive du jour a été immédiatement rétablie. » Ce phénomène, si subtilement et si coloré décrit par Bailey, n'a duré que plus de deux minutes.

Vous vous souvenez des garçons de Tourgueniev dans le pré Bezhinsky ? Pavlusha a raconté que le Soleil n'était plus visible, d'un homme avec une cruche sur la tête, qui a été confondu avec l'Antéchrist Trishka. C'était donc l'histoire de la même éclipse du 8 juillet 1842 !

Mais il n’y a pas eu d’éclipse en Russie plus grande que celle décrite dans « Le récit de la campagne d’Igor » et dans les chroniques anciennes. Au printemps 1185, le prince de Novgorod-Seversk Igor Sviatoslavich et son frère Vsevolod, remplis d'esprit militaire, se lancent contre les Polovtsiens pour gagner leur gloire et le butin de leur escouade. Le 1er mai, en fin d'après-midi, dès que les régiments des « petits-enfants de Dazhd-Dieu » (descendants du Soleil) entrèrent en terre étrangère, la nuit tomba plus tôt que prévu, les oiseaux se turent, les chevaux hennissaient et faisaient ne bougeait pas, les ombres des cavaliers étaient floues et étranges, la steppe respirait le froid. Igor regarda autour de lui et vit que le « soleil debout comme une lune » les accompagnait. Et Igor dit à ses boyards et à son escouade : "Voyez-vous ? Que signifie ce rayonnement ??" Ils regardèrent, virent et inclinèrent la tête. Et les hommes dirent : "Notre prince ! Ce rayonnement ne nous promet rien de bon !" Igor répondit : "Frères et équipe ! Le secret de Dieu est inconnu de tous. Et ce que Dieu nous donne - pour notre bien ou pour notre malheur - nous le verrons." Le dixième jour de mai, l’escouade d’Igor fut tuée dans la steppe polovtsienne et le prince blessé fut capturé.

Course quotidienne du Soleil. Chaque jour, s'élevant de l'horizon dans le ciel oriental, le Soleil traverse le ciel et disparaît à nouveau à l'ouest. Pour les résidents de l'hémisphère nord, ce mouvement se produit de gauche à droite, pour les sudistes, de droite à gauche. À midi, le Soleil atteint sa plus haute hauteur ou, comme disent les astronomes, culmine. Midi est le point culminant supérieur, et il y en a aussi un inférieur - à minuit. À nos latitudes moyennes, le point culminant inférieur du Soleil n'est pas visible, car il se situe sous l'horizon. Mais au-delà du cercle polaire arctique, où le soleil ne se couche parfois pas en été, vous pouvez observer à la fois les points culminants supérieurs et inférieurs. Sur pôle géographique La trajectoire quotidienne du Soleil est presque parallèle à l'horizon. Apparaissant le jour de l'équinoxe de printemps, le Soleil se lève de plus en plus haut pendant un quart de l'année, décrivant des cercles au-dessus de l'horizon. Le jour du solstice d'été, il atteint sa hauteur maximale (23,5 ?).

Le trimestre suivant de l'année, jusqu'à l'équinoxe d'automne, le Soleil descend. C'est une journée polaire. Puis arrive la nuit polaire pendant six mois. Aux latitudes moyennes, la trajectoire quotidienne apparente du Soleil alterne entre un raccourcissement et une augmentation tout au long de l'année. Le plus petit résultat est par jour solstice d'hiver, le plus grand - le jour du solstice d'été. Les jours d'équinoxe, le Soleil est à l'équateur céleste. En même temps, il s'élève à la pointe est et se couche à la pointe ouest. Pendant la période allant de l'équinoxe de printemps au solstice d'été, l'emplacement du lever du soleil se déplace légèrement du point du lever du soleil vers la gauche, vers le nord. Et le point de coucher du soleil s'éloigne du point ouest vers la droite, mais aussi vers le nord. Au solstice d'été, le Soleil apparaît au nord-est et, à midi, il culmine à sa plus haute altitude de l'année. Le soleil se couche au nord-ouest. Ensuite, les emplacements du lever et du coucher du soleil reviennent vers le sud. Le jour du solstice d'hiver, le Soleil se lève au sud-est, traverse le méridien céleste à son altitude minimale et se couche au sud-ouest. Il faut tenir compte du fait qu’en raison de la réfraction (c’est-à-dire la réfraction des rayons lumineux dans l’atmosphère terrestre), la hauteur apparente de l’astre est toujours supérieure à la hauteur réelle. Par conséquent, le soleil se lève plus tôt et se couche plus tard qu’il ne le ferait en l’absence d’atmosphère. Ainsi, la trajectoire quotidienne du Soleil est un petit cercle sphère céleste, parallèle à l'équateur céleste. Dans le même temps, tout au long de l'année, le Soleil se déplace par rapport à l'équateur céleste, soit vers le nord, soit vers le sud. Les parties diurnes et nocturnes de son voyage ne sont pas les mêmes. Ils ne sont égaux que les jours des équinoxes, lorsque le Soleil est à l'équateur céleste.

La trajectoire annuelle du Soleil L'expression « la trajectoire du Soleil parmi les étoiles » peut paraître étrange à certains. Après tout, on ne peut pas voir les étoiles pendant la journée. Il n’est donc pas facile de remarquer que le Soleil est lent, d’environ 1 ? par jour, se déplace parmi les étoiles de droite à gauche. Mais vous pouvez voir comment l’apparence du ciel étoilé change tout au long de l’année. Tout cela est une conséquence de la révolution de la Terre autour du Soleil. La trajectoire du mouvement annuel apparent du Soleil sur fond d'étoiles est appelée écliptique (du grec « éclipse » - « éclipse »), et la période de rotation le long de l'écliptique est appelée année sidérale. Elle équivaut à 265 jours 6 heures 9 minutes 10 secondes, soit 365,2564 jours solaires moyens. L'écliptique et l'équateur céleste se coupent selon un angle de 23,26" aux points des équinoxes de printemps et d'automne. Le Soleil apparaît généralement au premier de ces points le 21 mars, lorsqu'il passe de l'hémisphère sud du ciel à le nord. Au deuxième - le 23 septembre, lorsqu'il passe de l'hémisphère nord au sud. Au point de l'écliptique le plus éloigné au nord, le Soleil se produit le 22 juin (solstice d'été), et au sud - le 22 décembre (solstice d'hiver). Dans une année bissextile, ces dates sont décalées d'un jour. Parmi les quatre points de l'écliptique, le principal est l'équinoxe de printemps. C'est à partir de lui que l'on mesure l'une des coordonnées célestes - ascension droite. Elle sert également à compter le temps sidéral et l'année tropicale - la période de temps entre deux passages successifs du centre du Soleil par le point d'équinoxe vernal. L'année tropicale détermine le changement des saisons sur notre planète. Depuis l'ascension vernale point L'équinoxe se déplace lentement parmi les étoiles en raison de la précession de l'axe terrestre, la durée de l'année tropicale est inférieure à la durée de l'année sidérale. Il s’agit de 365,2422 jours solaires moyens. Il y a environ 2 000 ans, lorsque Hipparque compila son catalogue d'étoiles (le premier à nous parvenir dans son intégralité), l'équinoxe de printemps se trouvait dans la constellation du Bélier. À notre époque, il s'est déplacé de près de 30 ?, vers la constellation des Poissons, et le point de l'équinoxe d'automne - de la constellation de la Balance à la constellation de la Vierge.

Mais selon la tradition, les points des équinoxes sont désignés par les anciens signes des anciennes constellations « équinoxes » - Bélier et Balance. La même chose s'est produite avec les points du solstice : celui d'été dans la constellation du Taureau est marqué par le signe du Cancer, et celui d'hiver dans la constellation du Sagittaire est marqué par le signe du Capricorne. Et enfin, la dernière chose est liée au mouvement annuel apparent du Soleil. Le Soleil traverse la moitié de l'écliptique de l'équinoxe de printemps à l'équinoxe d'automne (du 21 mars au 23 septembre) en 186 jours. La seconde moitié, à partir de l'équinoxe d'automne et de printemps, dure 179 jours (180 dans une année bissextile). Mais les moitiés de l’écliptique sont égales : chacune vaut 180 ?. Par conséquent, le Soleil se déplace de manière inégale le long de l’écliptique. Cette inégalité s'explique par les changements dans la vitesse de déplacement de la Terre sur une orbite elliptique autour du Soleil. Le mouvement inégal du Soleil le long de l’écliptique entraîne des durées différentes des saisons. Pour les habitants de l’hémisphère nord, par exemple, le printemps et l’été durent six jours de plus que l’automne et l’hiver. La Terre du 2 au 4 juin est située à 5 millions de kilomètres de plus du Soleil que les 2 et 3 janvier et se déplace plus lentement sur son orbite conformément à la deuxième loi de Kepler. En été, la Terre reçoit moins de chaleur du Soleil, mais l'été dans l'hémisphère Nord est plus long que l'hiver. Par conséquent, l’hémisphère nord de la Terre est plus chaud que l’hémisphère sud.

En raison de la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil dans le sens d'Ouest en Est, il nous semble que le Soleil se déplace parmi les étoiles d'Ouest en Est le long d'un grand cercle de la sphère céleste, appelé écliptique, d'une durée de 1 an . Le plan de l'écliptique (le plan de l'orbite terrestre) est incliné par rapport au plan de l'équateur céleste (ainsi que terrestre) selon un angle. Cet angle est appelé inclinaison de l'écliptique.

La position de l'écliptique sur la sphère céleste, c'est-à-dire les coordonnées équatoriales des points de l'écliptique et son inclinaison par rapport à l'équateur céleste, sont déterminées à partir d'observations quotidiennes du Soleil. En mesurant la distance (ou hauteur) zénithale du Soleil au moment de son point culminant supérieur à la même latitude géographique,

,	(6.1)
,	(6.2)

On peut établir que la déclinaison du Soleil tout au long de l'année varie de à . Dans ce cas, l'ascension directe du Soleil varie tout au long de l'année de à, ou de à.

Examinons de plus près le changement des coordonnées du Soleil.

À ce point Equinoxe de Printemps^, que le Soleil passe chaque année le 21 mars, l'ascension droite et la déclinaison du Soleil sont nulles. Puis, chaque jour l’ascension droite et la déclinaison du Soleil augmentent.

À ce point solstice d'été a, là où le Soleil tombe le 22 juin, son ascension droite est de 6 h, et la déclinaison atteint sa valeur maximale + . Après cela, la déclinaison du Soleil diminue, mais l'ascension droite continue d'augmenter.

Quand le Soleil pointe le bout de son nez le 23 septembre équinoxe d'automne d, son ascension droite deviendra égale à , et sa déclinaison redeviendra nulle.

De plus, l'ascension droite, continuant à augmenter, au point solstice d'hiver g, là où le Soleil frappe le 22 décembre, devient égal et la déclinaison atteint sa valeur minimale - . Après cela, la déclinaison augmente et, au bout de trois mois, le Soleil revient au point de l'équinoxe de printemps.

Considérons le changement de position du Soleil dans le ciel tout au long de l'année pour les observateurs situés à différents endroits de la surface de la Terre.

Le pôle nord de la Terre, le jour de l'équinoxe de printemps (21.03), le Soleil fait le tour de l'horizon. (Rappelons qu'au pôle Nord de la terre, il n'y a pas de phénomène de lever et de coucher des luminaires, c'est-à-dire qu'un luminaire se déplace parallèlement à l'horizon sans le traverser). Cela marque le début de la journée polaire au pôle Nord. Le lendemain, le Soleil, s'étant légèrement levé le long de l'écliptique, décrira un cercle parallèle à l'horizon à une altitude légèrement plus élevée. Chaque jour, il augmentera de plus en plus. Hauteur maximale Le soleil atteindra le jour du solstice d'été (22/06) - . Après cela, une lente diminution de l’altitude commencera. Le jour de l'équinoxe d'automne (23 septembre), le Soleil sera de nouveau sur l'équateur céleste, qui coïncide avec l'horizon du pôle Nord. Après avoir fait ce jour-là un cercle d'adieu le long de l'horizon, le Soleil descend sous l'horizon (sous l'équateur céleste) pendant six mois. La journée polaire, qui a duré six mois, est terminée. La nuit polaire commence.

Pour un observateur situé sur cercle polaire Le Soleil atteint son apogée à midi le jour du solstice d'été. La hauteur du Soleil à minuit ce jour-là est de 0°, c'est-à-dire que le Soleil ne se couche pas ce jour-là. Ce phénomène est généralement appelé journée polaire.

Le jour du solstice d'hiver, sa hauteur à midi est minime, c'est-à-dire que le Soleil ne se lève pas. On l'appelle nuit polaire. La latitude du cercle polaire arctique est la plus petite de l'hémisphère nord de la Terre, où sont observés les phénomènes polaires diurnes et nocturnes.

Pour un observateur situé sur tropiques du nord, Le soleil se lève et se couche chaque jour. Le Soleil atteint sa hauteur maximale à midi au-dessus de l'horizon le jour du solstice d'été - ce jour-là, il passe le point zénith (). Le Tropique du Nord est le parallèle le plus septentrional où le Soleil est à son zénith. L'altitude minimale de midi, , se produit au solstice d'hiver.

Pour un observateur situé sur équateur, absolument tous les luminaires se couchent et se lèvent. De plus, tout luminaire, y compris le Soleil, passe exactement 12 heures au-dessus de l'horizon et 12 heures sous l'horizon. Cela signifie que la durée du jour est toujours égale à la durée de la nuit – 12 heures chacune. Deux fois par an - les jours d'équinoxe - l'altitude du Soleil à midi atteint 90°, c'est-à-dire qu'il passe par le point zénithal.

Pour un observateur situé sur latitude de Sterlitamak, c'est-à-dire que dans la zone tempérée, le Soleil n'est jamais à son zénith. Il atteint son apogée le 22 juin à midi, jour du solstice d'été. Le jour du solstice d'hiver, le 22 décembre, sa hauteur est minime - .

Formulons donc les signes astronomiques suivants des ceintures thermiques :

1. Dans les zones froides (des cercles polaires aux pôles de la Terre), le Soleil peut être à la fois un luminaire non couchant et non levant. Le jour et la nuit polaires peuvent durer de 24 heures (aux cercles polaires nord et sud) à six mois (aux pôles nord et sud de la Terre).

2.B les zones tempérées(des tropiques du nord et du sud jusqu'aux cercles polaires nord et sud) Le soleil se lève et se couche chaque jour, mais n'est jamais à son zénith. En été, le jour est plus long que la nuit, et en hiver, c'est l'inverse.

3. Dans la zone chaude (du tropique nord au tropique sud), le Soleil se lève et se couche toujours. Le Soleil est à son zénith d'une fois - dans les tropiques du nord et du sud, à deux fois - à d'autres latitudes de la ceinture.

Le changement régulier des saisons sur Terre est la conséquence de trois raisons : la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil, l'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport au plan de l'orbite terrestre (le plan de l'écliptique) et le maintien de la direction de l'axe de la Terre. dans l'espace sur de longues périodes. Grâce à l'action combinée de ces trois raisons, le mouvement annuel apparent du Soleil se produit le long de l'écliptique, incliné vers l'équateur céleste, et donc la position de la trajectoire quotidienne du Soleil au-dessus de l'horizon de divers endroits de la surface terrestre change tout au long de la période. année, et par conséquent, les conditions de leur éclairage et de leur chauffage par le Soleil changent.

Le chauffage inégal par le Soleil de zones de la surface terrestre avec des latitudes géographiques différentes (ou des mêmes zones à différentes périodes de l'année) est facilement déterminé par un simple calcul. Désignons par la quantité de chaleur transférée à une unité de surface de la surface terrestre par les rayons solaires tombant verticalement (Soleil au zénith). Ensuite, à une distance zénithale différente du Soleil, la même unité de surface recevra la quantité de chaleur

(6.3)

En substituant dans cette formule les valeurs du Soleil à midi vrai à différents jours de l'année et en divisant les égalités résultantes les unes par les autres, vous pouvez trouver le rapport de la quantité de chaleur reçue du Soleil à midi ces jours de l'année.

Tâches:

1. Calculez l'inclinaison de l'écliptique et déterminez les coordonnées équatoriales et écliptiques de ses points principaux à partir de la distance zénithale mesurée. Le Soleil à son plus haut point culminant les jours des solstices :

№	22 juin	22 décembre
1)	29〫48ʹ sud	76〫42ʹ sud
№	22 juin	22 décembre
2)	19〫23ʹ sud	66〫17ʹyou
3)	34〫57ʹ sud	81〫51ʹ sud
4)	32〫21ʹ sud	79〫15ʹ sud
5)	14〫18ʹ sud	61〫12ʹ sud
6)	28〫12ʹ sud	75〫06ʹ sud
7)	17〫51ʹ sud	64〫45ʹ sud
8)	26〫44ʹ sud	73〫38ʹ sud

2. Déterminez l'inclinaison de la trajectoire annuelle apparente du Soleil par rapport à l'équateur céleste sur les planètes Mars, Jupiter et Uranus.

3. Déterminez l'inclinaison de l'écliptique il y a environ 3000 ans, si, selon des observations faites à cette époque dans l'hémisphère nord de la Terre, l'altitude du Soleil à midi le jour du solstice d'été était de +63〫48ʹ. , et le jour du solstice d’hiver +16〫00ʹ au sud du zénith.

4. D'après les cartes de l'atlas des étoiles de l'académicien A.A. Mikhailov pour établir les noms et les limites des constellations zodiacales, indiquer celles d'entre elles dans lesquelles se trouvent les points principaux de l'écliptique et déterminer la durée moyenne du mouvement du Soleil dans le contexte de chaque constellation zodiacale.

5. À l'aide d'une carte mobile du ciel étoilé, déterminez les azimuts des points et les heures de lever et de coucher du soleil, ainsi que la durée approximative du jour et de la nuit à la latitude géographique de Sterlitamak les jours des équinoxes et des solstices.

6. Calculez les hauteurs du Soleil à midi et minuit pour les jours des équinoxes et des solstices à : 1) Moscou ; 2) Tver ; 3) Kazan ; 4) Omsk ; 5) Novossibirsk ; 6) Smolensk ; 7) Krasnoïarsk ; 8) Volgograd.

7. Calculer le rapport des quantités de chaleur reçues à midi du Soleil les jours des solstices par des sites identiques en deux points de la surface terrestre situés à la latitude : 1) +60〫30ʹ et à Maykop ; 2) +70〫00ʹ et à Grozny ; 3) +66〫30ʹ et à Makhatchkala ; 4) +69〫30ʹ et à Vladivostok ; 5) +67〫30ʹ et à Makhachkala ; 6) +67〫00ʹ et à Yuzhno-Kurilsk ; 7) +68〫00ʹ et à Ioujno-Sakhalinsk ; 8) +69〫00ʹ et à Rostov-sur-le-Don.

Lois de Kepler et configurations planétaires

Sous l'influence de l'attraction gravitationnelle vers le Soleil, les planètes tournent autour de lui sur des orbites elliptiques légèrement allongées. Le Soleil est situé sur l'un des foyers de l'orbite elliptique de la planète. Ce mouvement obéit aux lois de Kepler.

La magnitude du demi-grand axe de l'orbite elliptique d'une planète est également la distance moyenne de la planète au Soleil. En raison de petites excentricités et de petites inclinaisons des orbites planètes majeures, lors de la résolution de nombreux problèmes, il est possible de supposer approximativement que ces orbites sont circulaires avec un rayon et se situent pratiquement dans le même plan - dans le plan de l'écliptique (le plan de l'orbite terrestre).

D’après la troisième loi de Kepler, si et sont respectivement les périodes sidérales de révolution d’une certaine planète et de la Terre autour du Soleil, et et sont les demi-grands axes de leurs orbites, alors

.

(7.1)

Ici, les périodes de révolution de la planète et de la Terre peuvent être exprimées dans n'importe quelle unité, mais les dimensions doivent être les mêmes. Une déclaration similaire est vraie pour les demi-grands axes et.

Si l'on prend 1 année tropicale ( – la période de révolution de la Terre autour du Soleil) comme unité de mesure du temps, et 1 unité astronomique () comme unité de mesure de distance, alors la troisième loi de Kepler (7.1) peut être réécrit comme

où est la période sidérale de révolution de la planète autour du Soleil, exprimée en jours solaires moyens.

Évidemment, pour la Terre, la vitesse angulaire moyenne est déterminée par la formule

Si nous prenons les vitesses angulaires de la planète et de la Terre comme unité de mesure et que les périodes orbitales sont mesurées en années tropicales, alors la formule (7.5) peut s'écrire sous la forme

La vitesse linéaire moyenne de la planète en orbite peut être calculée à l'aide de la formule

La valeur moyenne de la vitesse orbitale de la Terre est connue et est de . En divisant (7.8) par (7.9) et en utilisant la troisième loi de Kepler (7.2), nous trouvons la dépendance à

Le signe "-" correspond à interne ou les planètes inférieures (Mercure, Vénus), et « + » – externe ou supérieur (Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune). Dans cette formule, ils sont exprimés en années. Si nécessaire, les valeurs trouvées peuvent toujours être exprimées en jours.

La position relative des planètes est facilement déterminée par leurs coordonnées sphériques écliptiques héliocentriques, dont les valeurs pour différents jours de l'année sont publiées dans les annuaires astronomiques, dans un tableau appelé « longitudes héliocentriques des planètes ».

Le centre de ce système de coordonnées (Fig. 7.1) est le centre du Soleil et le cercle principal est l'écliptique dont les pôles sont espacés de 90º.

Les grands cercles tracés à travers les pôles de l'écliptique sont appelés cercles de latitude écliptique, selon eux est mesuré à partir de l'écliptique latitude écliptique héliocentrique, qui est considéré comme positif dans l’hémisphère nord de l’écliptique et négatif dans l’hémisphère sud de l’écliptique de la sphère céleste. Longitude écliptique héliocentrique est mesuré le long de l'écliptique à partir du point de l'équinoxe vernal ¡ dans le sens inverse des aiguilles d'une montre jusqu'à la base du cercle de latitude de l'astre et a des valeurs allant de 0º à 360º.

En raison de la faible inclinaison des orbites des grandes planètes par rapport au plan de l'écliptique, ces orbites sont toujours situées à proximité de l'écliptique, et en première approximation, leur longitude héliocentrique peut être considérée, déterminant la position de la planète par rapport au Soleil uniquement par sa longitude écliptique héliocentrique.

Riz. 7.1. Système de coordonnées célestes écliptiques

Considérons les orbites de la Terre et de certaines planètes intérieures (Fig. 7.2), en utilisant système de coordonnées écliptiques héliocentrique. Dans celui-ci, le cercle principal est l'écliptique et le point zéro est le point d'équinoxe vernal ^. La longitude héliocentrique écliptique de la planète est comptée à partir de la direction « Soleil – équinoxe vernal ^ » jusqu'à la direction « Soleil – planète » dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. Pour simplifier, nous supposerons que les plans orbitaux de la Terre et de la planète coïncident et que les orbites elles-mêmes sont circulaires. La position de la planète sur son orbite est alors donnée par sa longitude héliocentrique écliptique.

Si le centre du système de coordonnées écliptiques est aligné avec le centre de la Terre, alors ce sera système de coordonnées écliptiques géocentriques. Alors l'angle entre les directions « centre de la Terre - point de l'équinoxe de printemps ^ » et « centre de la Terre - planète » est appelé longitude géocentrique de l'écliptique planètes Longitude écliptique héliocentrique de la Terre et longitude écliptique géocentrique du Soleil, comme le montre la Fig. 7.2 sont liés par la relation :

.

(7.12)

Nous appellerons configuration planètes certaines fixes arrangement mutuel planètes, terre et soleil.

Considérons séparément les configurations des planètes intérieures et extérieures.

Riz. 7.2. Hélio- et système géocentrique
coordonnées écliptiques

Il existe quatre configurations Planètes intérieures: connexion inférieure(n.s.), connexion supérieure(contre.), plus grand allongement vers l'ouest(n.s.e.) et plus grand allongement vers l'est(n.v.e.).

En conjonction inférieure (NC), la planète intérieure se trouve sur la ligne reliant le Soleil et la Terre, entre le Soleil et la Terre (Fig. 7.3). Pour un observateur terrestre, à ce moment-là, la planète intérieure « se connecte » au Soleil, c'est-à-dire qu'elle est visible sur le fond du Soleil. Dans ce cas, les longitudes géocentriques écliptiques du Soleil et de la planète intérieure sont égales, soit : .

Près de la conjonction inférieure, la planète se déplace dans le ciel selon un mouvement rétrograde près du Soleil ; elle est au-dessus de l'horizon le jour, près du Soleil, et il est impossible de l'observer en regardant quoi que ce soit à sa surface. Il est très rare d'observer un phénomène astronomique unique : le passage de la planète intérieure (Mercure ou Vénus) à travers le disque du Soleil.

Riz. 7.3. Configurations des planètes intérieures

Étant donné que la vitesse angulaire de la planète intérieure est supérieure à la vitesse angulaire de la Terre, après un certain temps, la planète se déplacera vers une position dans laquelle les directions « planète-Soleil » et « planète-Terre » diffèrent (Fig. 7.3). Pour un observateur sur Terre, la planète est éloignée du disque solaire à son angle maximum, ou on dit que la planète est à ce moment dans sa plus grande élongation (distance au Soleil). Il existe deux plus grands allongements de la planète intérieure : occidental(n.s.e.) et est(n.v.e.). Au plus grand allongement vers l'ouest (), la planète se couche sous l'horizon et se lève plus tôt que le Soleil. Cela signifie qu’il peut être observé le matin, avant le lever du soleil, dans le ciel oriental. On l'appelle visibilité le matin planètes.

Après avoir parcouru le plus grand allongement occidental, le disque de la planète commence à se rapprocher du disque du Soleil sur la sphère céleste jusqu'à ce que la planète disparaisse derrière le disque du Soleil. Cette configuration, lorsque la Terre, le Soleil et la planète se trouvent sur la même ligne droite et que la planète est derrière le Soleil, est appelée connexion supérieure(vs) planètes. Les observations de la planète intérieure ne peuvent pas être réalisées pour le moment.

Après une conjonction supérieure, la distance angulaire entre la planète et le Soleil commence à augmenter, atteignant sa valeur maximale au plus grand allongement oriental (CE). Dans le même temps, la longitude écliptique héliocentrique de la planète est supérieure à celle du Soleil (et la longitude géocentrique, au contraire, est inférieure). La planète dans cette configuration se lève et se couche plus tard que le Soleil, ce qui permet de l'observer le soir après le coucher du soleil ( visibilité le soir).

En raison de l'ellipticité des orbites des planètes et de la Terre, l'angle entre les directions vers le Soleil et vers la planète la plus allongée n'est pas constant, mais varie dans certaines limites, pour Mercure - de à , pour Vénus - de à .

Les plus grands allongements sont les moments les plus propices à l’observation des planètes intérieures. Mais comme même dans ces configurations Mercure et Vénus ne s'éloignent pas beaucoup du Soleil sur la sphère céleste, elles ne peuvent pas être observées pendant toute la nuit. La durée de visibilité du soir (et du matin) pour Vénus ne dépasse pas 4 heures et pour Mercure - pas plus de 1,5 heure. On peut dire que Mercure « baigne » toujours dans rayons de soleil– il doit être observé soit immédiatement avant le lever du soleil, soit immédiatement après le coucher du soleil, dans un ciel clair. La luminosité apparente (magnitude) de Mercure varie avec le temps, allant de à . La magnitude apparente de Vénus varie de à . Vénus est l'objet le plus brillant du ciel après le Soleil et la Lune.

Les planètes extérieures ont également quatre configurations (Fig. 7.4) : composé(Avec.), affrontement(P.), est Et quadrature ouest(Z.Q. et Q.Q.).

Riz. 7.4. Configurations de planètes extérieures

Dans la configuration de conjonction, la planète extérieure est située sur la ligne reliant le Soleil et la Terre, derrière le Soleil. Pour l’instant, il n’est pas possible de l’observer.

Étant donné que la vitesse angulaire de la planète extérieure est inférieure à celle de la Terre, le mouvement relatif ultérieur de la planète sur la sphère céleste sera rétrograde. Dans le même temps, elle se déplacera progressivement vers l’ouest du Soleil. Lorsque la distance angulaire de la planète extérieure au Soleil atteint , elle tombera dans la configuration de la « quadrature occidentale ». Dans ce cas, la planète sera visible dans le ciel oriental pendant toute la seconde moitié de la nuit jusqu’au lever du soleil.

Dans la configuration « opposition », parfois aussi appelée « opposition », la planète est située dans le ciel depuis le Soleil par , puis

La planète située dans la quadrature orientale peut être observée du soir à minuit.

Les conditions les plus favorables pour observer les planètes extérieures se situent à l’époque de leur opposition. A cette époque, la planète est disponible pour l’observation toute la nuit. En même temps, il est aussi proche que possible de la Terre et possède le plus grand diamètre angulaire et une luminosité maximale. Il est important pour les observateurs que toutes les planètes supérieures atteignent leur plus grande hauteur au-dessus de l'horizon lors des oppositions hivernales, lorsqu'elles se déplacent dans le ciel dans les mêmes constellations où se trouve le Soleil en été. Les oppositions estivales aux latitudes septentrionales se produisent bas au-dessus de l'horizon, ce qui peut rendre les observations très difficiles.

Lors du calcul de la date d'une configuration particulière d'une planète, sa position par rapport au Soleil est représentée sur un dessin dont le plan est considéré comme le plan de l'écliptique. La direction vers le point d'équinoxe vernal ^ est choisie arbitrairement. Si un jour de l'année est indiqué pour lequel la longitude écliptique héliocentrique de la Terre a une certaine valeur, alors l'emplacement de la Terre doit d'abord être noté sur le dessin.

La valeur approximative de la longitude écliptique héliocentrique de la Terre est très facile à trouver à partir de la date d'observation. Il est facile de voir (Fig. 7.5) que, par exemple, le 21 mars, en regardant de la Terre vers le Soleil, nous regardons le point d'équinoxe de printemps ^, c'est-à-dire que la direction « Soleil - point d'équinoxe de printemps » diffère de la direction « Soleil - Terre » par , ce qui signifie que la longitude écliptique héliocentrique de la Terre est . En regardant le Soleil le jour de l'équinoxe d'automne (23 septembre), on le voit en direction du point d'équinoxe d'automne (sur le dessin il est diamétralement opposé au point ^). Dans le même temps, la longitude écliptique de la Terre est . De la fig. 7.5, il est clair que le jour du solstice d'hiver (22 décembre) la longitude écliptique de la Terre est , et le jour du solstice d'été (22 juin) - .

Riz. 7.5. Longitudes héliocentriques de l'écliptique terrestre
V jours différents années, puisque le Soleil et la Terre sont toujours aux extrémités opposées du même rayon vecteur. Mais la longitude géocentrique et par différence

,

(7.16)

déterminer les conditions de leur visibilité depuis la Terre, en supposant qu'en moyenne une planète devient visible lorsqu'elle s'éloigne du Soleil selon un angle d'environ 15º.

En réalité, les conditions de visibilité des planètes dépendent non seulement de leur distance au Soleil, mais aussi de leur déclinaison et de la latitude géographique du site d'observation, qui influe sur la durée du crépuscule et l'altitude des planètes au-dessus de l'horizon. .

Puisque la position du Soleil sur l’écliptique est bien connue pour chaque jour de l’année, alors carte des étoiles et par les valeurs, il est facile d'indiquer la constellation dans laquelle se trouve la planète le même jour de l'année. La solution à ce problème est facilitée par le fait que sur le bord inférieur des cartes du Small Star Atlas A.A. Mikhailov, les chiffres rouges indiquent les dates auxquelles les cercles de déclinaison qu'ils marquent culminent à minuit milieu. Ces mêmes dates montrent la position approximative de la Terre sur son orbite d'après les observations du Soleil. Ainsi, après avoir déterminé à partir de la carte les coordonnées équatoriales et les points de l'écliptique culminant à minuit milieu d'une date donnée, il est facile de retrouver les coordonnées équatoriales du Soleil pour la même date.

(7.17)

et les utiliser pour montrer sa position sur l'écliptique.

Grâce à la longitude héliocentrique des planètes, il est facile de calculer les jours (dates) d'apparition de leurs différentes configurations. Pour ce faire, il suffit de se rendre dans le référentiel associé à la planète. Cela suppose qu'à terme on considérera la planète stationnaire, et la Terre se déplaçant sur son orbite, mais avec une vitesse angulaire relative.

Obtenons les formules nécessaires pour étudier le mouvement de la planète supérieure. Supposons qu'un jour de l'année, la longitude héliocentrique de la planète supérieure soit , et la longitude héliocentrique de la Terre soit . La planète supérieure se déplace plus lentement que la Terre (), qui rattrape la planète, et certains jours de l'année. Par conséquent, pour calculer la distance parcourue par la planète inférieure d’une configuration à une autre, en supposant une Terre stationnaire.

Tous les problèmes évoqués ci-dessus doivent être résolus approximativement, en arrondissant les valeurs à 0,01 unité astronomique, à 0,01 an et à une journée entière.

Mouvement du Soleil parmi les étoiles

(leçon - conférence)

Cette leçon est destinée aux étudiantsXIcours étudiant selon le manuelG.Ya. Myakisheva, B.B. Boukhovtsev « Physique. 11ème année" (classes spécialisées)

Objectif pédagogique de la leçon :étudier le mouvement du Soleil par rapport aux étoiles lointaines.

Objectifs pédagogiques leçon:

Identifier les principaux types mouvement céleste le Soleil et les corréler avec des phénomènes tels que les changements dans la durée du jour et de la nuit, le changement des saisons, la présence de zones climatiques ;

Développer les compétences des élèves dans la recherche et l'identification des principaux plans, lignes, points de la sphère céleste associés au mouvement du Soleil ;

Développer les compétences des élèves dans la détermination des coordonnées horizontales du Soleil ;

Remarques générales

Les informations contenues dans le cours sont présentées sous une forme condensée, donc phrase courte peut nécessiter beaucoup de réflexion. Le développement du besoin de réflexion, et, par conséquent, de compréhension du contenu d'un sujet particulier, est corrélé à la réalisation de tâches :

Conseils pratiques lorsque vous travaillez avec des informations :

Après avoir reçu de nouvelles informations, réfléchissez-y et formulez clairement une réponse à la question : « De quoi s'agit-il et pourquoi vous l'a-t-on dit ?

Prenez l’habitude de poser la question « pourquoi ? » et trouver la réponse de manière indépendante en cours de route, en réfléchissant, en discutant avec les camarades, le professeur ;

lors de la vérification d'une formule, de la résolution d'un problème, etc., effectuer des opérations mathématiques progressivement, en notant tous les calculs intermédiaires ;

Principales questions du cours

Mouvement des corps célestes.

Le mouvement du Soleil parmi les étoiles.

Écliptique. Système de coordonnées écliptiques.

Écliptique- un grand cercle de la sphère céleste le long duquel se produit le mouvement annuel visible du Soleil. Le sens de ce mouvement (environ 1 par jour) est opposé au sens de rotation journalière de la Terre. Le mot « écliptique » vient du mot grec « éclipse » – éclipse.

L'axe de rotation de la Terre a un angle d'inclinaison constant par rapport au plan de rotation de la Terre autour du Soleil, égal à environ 66°34" (voir Fig. 1). En conséquence, l'angle ε entre le plan de l'écliptique et le plan de l'équateur céleste est de 23°26".

Figure 1. Écliptique et équateur céleste

En vous basant sur la figure 1, remplissez les espaces vides dans les définitions ci-dessous.

Axe de l'écliptique (EA)") - ………………

………………………………………….. .

pôle Nordécliptique (P) - ……………………………………………. .

Pôle Sud de l'écliptique (S") - ………………………………………………………………………….. .

L'écliptique traverse 13 constellations. Ophiuchus n'appartient pas aux constellations du zodiaque.

Points des équinoxes de printemps (γ) et d'automne (Ω) appelés points d'intersection de l'écliptique et de l'équateur céleste. Le point d'équinoxe vernal est situé dans la constellation des Poissons (jusqu'à récemment - dans la constellation du Bélier). La date de l'équinoxe de printemps est le 20 (21) mars. Le point de l'équinoxe d'automne est situé dans la constellation de la Vierge (jusqu'à récemment - dans la constellation de la Balance). La date de l'équinoxe d'automne est le 22 (23) septembre.

Point du solstice d'été et point du solstice d'hiver - points espacés de 90° des équinoxes. Le point du solstice d'été se situe dans l'hémisphère nord et tombe le 22 juin. Le solstice d'hiver se situe dans l'hémisphère sud et tombe le 22 décembre.

Système de coordonnées écliptiques.

Figure 2. Système de coordonnées écliptiques

Le plan de l'écliptique est choisi comme plan principal du système de coordonnées de l'écliptique (Fig. 2). Les coordonnées écliptiques incluent :

La latitude et la longitude d'une étoile ne changent pas en raison du mouvement quotidien de la sphère céleste. Le système de coordonnées écliptiques est principalement utilisé dans l'étude du mouvement planétaire. Ceci est pratique car les planètes se déplacent par rapport aux étoiles approximativement dans le plan de l'écliptique. En raison de la petitesse β les formules contenant cos β et sin β peuvent être simplifiées.

La relation entre les degrés, les heures et les minutes est la suivante : 360 =24, 15=1, 1=4.

Mouvement des corps célestes

Mouvement quotidien des luminaires. Indemnité journalière Les trajectoires des luminaires sur la sphère céleste sont des cercles dont les plans sont parallèles à l'équateur céleste. Ces cercles sont appelés parallèles célestes. Le mouvement quotidien des étoiles est une conséquence de la rotation de la Terre autour de son axe. La visibilité des luminaires dépend de leurs coordonnées célestes et de la position de l'observateur à la surface de la Terre (voir Fig. 3).

Figure 3. Trajets journaliers des luminaires par rapport à l'horizon, pour un observateur situé : a - aux latitudes moyennes ; b – à l'équateur ; c – au pôle terrestre.

1. Formulez un théorème sur la hauteur du pôle céleste.

2. Décrivez comment vous pouvez expliquer les propriétés du mouvement quotidien des luminaires dus à la rotation de la Terre autour de son axe à différentes latitudes ?

Comment son luminaire évolue-t-il au cours du mouvement quotidien : a) hauteur ; b) ascension droite ; c) déclinaison ?

L'altitude, l'ascension droite et la déclinaison des principaux points de la sphère céleste changent-elles au cours de la journée : Z, Z ׳ , P, P ׳ , N, S, E, W ?

3. Le mouvement du Soleil parmi les étoiles.

Climax- le phénomène d'un luminaire traversant le méridien céleste. Au point culminant supérieur, le luminaire a sa plus grande hauteur. L'azimut de l'étoile au point culminant supérieur est ……. Et en bas – le plus petit. L'azimut du luminaire au point culminant inférieur est ...... Le moment du point culminant supérieur du centre du Soleil est appelé vrai midi et le bas - vrai minuit.

DANS hauteur du luminaire ( h) ou la distance zénithale ( z) au moment du point culminant dépend de la déclinaison du luminaire ( δ) et la latitude du site d'observation ( φ )

Figure 4. Projection de la sphère céleste sur le plan du méridien céleste

Le tableau 3 montre les formules pour déterminer la hauteur du luminaire au point culminant supérieur et inférieur. Le type d'expression de la hauteur du luminaire au point culminant est déterminé sur la base de la figure 4.

Tableau 3

Hauteur du luminaire à son apogée

Déclinaison du luminaire

Hauteur du luminaire au point culminant supérieur

Hauteur du luminaire au point culminant inférieur

δ < φ

h =90˚-φ +δ

h=90˚-φ-δ

δ = φ

h=90˚

h=0˚

δ > φ

h=90˚+φ-δ

h=φ+δ-90˚

Il existe trois catégories de luminaires, pour les lieux sur terre pour lesquels 0<φ <90˚:

Si la déclinaison de l'étoile est δ< -(90˚- φ ), то оно будет невосходящим. Если склонение светила δ >(90˚-φ), il ne sera pas pris en charge.

Les conditions de visibilité du Soleil et le changement des saisons dépendent de la position de l'observateur à la surface de la Terre et de la position de la Terre en orbite.

Mouvement annuel du Soleil- le phénomène de mouvement du Soleil par rapport aux étoiles dans le sens opposé à la rotation journalière de la sphère céleste. Ce phénomène est une conséquence du mouvement de la Terre autour du Soleil sur une orbite elliptique dans le sens de rotation de la Terre autour de son axe, c'est-à-dire dans le sens antihoraire en regardant du pôle nord vers le sud (voir Fig. 5).

Figure 5. Inclinaison de l'axe de la Terre et saisons

Figure 6. Diagramme des positions de la Terre aux solstices d'été et d'hiver

Lors du mouvement annuel du Soleil, les phénomènes suivants se produisent : changements d'altitude à midi, position des points de lever et de coucher du soleil, durée du jour et de la nuit et apparition du ciel étoilé à la même heure après le coucher du soleil.

La rotation de la Terre autour du Soleil, ainsi que le fait que l'axe de rotation quotidienne de la Terre soit toujours parallèle à lui-même en tout point de l'orbite terrestre, sont les principales raisons du changement des saisons. Ces facteurs déterminent les différentes inclinaisons des rayons du soleil par rapport à la surface de la Terre et les différents degrés d'éclairage de l'hémisphère sur lequel ils brillent (voir Fig. 5, 6). Plus le Soleil est haut au-dessus de l’horizon, plus sa capacité à chauffer la surface de la Terre est forte. À son tour, le changement de distance de la Terre au Soleil au cours de l'année n'affecte pas le changement des saisons : la Terre, parcourant son orbite elliptique, est à son point le plus proche en janvier et à son point le plus éloigné en juillet.

À l’aide du matériel de cours, remplissez le tableau 4.

Tableau 4

Mouvement quotidien du Soleil à différentes périodes de l'année aux latitudes moyennes

Position sur l'écliptique

Déclinaison

Hauteur de midi

Hauteur minimale

point de lever du soleil

Point d'appel

Durée de la journée

20(21) .03

22.06

22(23).09

22.12

Signes astronomiques des ceintures thermiques :

1. Comment les limites des ceintures thermiques changeront-elles si l'angle d'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l'orbite terrestre diminue ? deviendra égal à 90˚?

   À quel angle d'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan de son orbite n'y aura-t-il pas de zones tempérées ?

Changer l'apparence du ciel étoilé. Chaque nuit suivante, par rapport à la nuit précédente, les étoiles nous apparaissent légèrement décalées vers l'ouest. De soir en soir, la même étoile se lève 4 minutes plus tôt. Un an plus tard, l'apparition du ciel étoilé se répète.

Si une certaine étoile est à son zénith à 21 heures le 1er septembre, à quelle heure sera-t-elle à son zénith le 1er mars ? Pourrez-vous la voir ? Justifiez votre réponse.

Précession - rotation en forme de cône de l'axe terrestre avec une période de 26 000 ans sous l'influence des forces gravitationnelles du Soleil et de la Lune. Le mouvement précessionnel de la Terre fait que les pôles nord et sud du monde décrivent des cercles dans le ciel : l'axe du monde décrit un cône autour de l'axe de l'écliptique, d'un rayon d'environ 23˚26", restant tout le temps incliné. par rapport au plan de mouvement de la Terre à un angle d'environ 66˚34" dans le sens des aiguilles d'une montre pour l'observateur de l'hémisphère nord (Fig. 7).

La précession modifie la position des pôles célestes. Il y a 2 700 ans, près du pôle Nord du monde, il y avait une étoile appelée α Draco, appelée l'étoile royale par les astronomes chinois. Actuellement, l’étoile polaire est la Petite Ourse. D’ici l’an 10 000, le pôle Nord du monde se rapprochera de l’étoile Deneb (α Cygnus). En 13600, l’étoile polaire sera Véga (α Lyrae).

Figure 7. Mouvement précessionnel de l'axe terrestre

En raison de la précession, les points des équinoxes de printemps et d'automne, des solstices d'été et d'hiver se déplacent lentement le long des constellations zodiacales. Il y a 5 000 ans, le point de l'équinoxe de printemps se trouvait dans la constellation du Taureau, puis s'est déplacé vers la constellation du Bélier et se trouve maintenant dans la constellation des Poissons (voir Fig. 8). Ce décalage est
= 50",2 par an.

Figure 8. Précession et nutation sur la sphère céleste

L'attraction des planètes est trop faible pour provoquer des changements dans la position de l'axe de rotation de la Terre, mais elle agit sur le mouvement de la Terre autour du Soleil, en modifiant la position dans l'espace du plan de l'orbite terrestre, c'est-à-dire plan de l'écliptique : l'inclinaison de l'écliptique par rapport à l'équateur change périodiquement, ce qui diminue actuellement de 0",47 par an. Un changement de position du plan de l'écliptique introduit un changement, d'une part, dans la valeur de la vitesse de mouvement des points d'équinoxe résultant d'un mouvement de précession (v = 50", 2 * cos ε ), deuxièmement, les courbes décrites par les pôles du monde ne se ferment pas (Fig. 9).

Figure 9. Mouvement précessionnel du pôle nord céleste. Les points au centre montrent les positions du pôle céleste

Nutation de l'axe terrestre - petites fluctuations diverses de l'axe de rotation de la Terre autour de sa position moyenne. Les oscillations nutationnelles surviennent parce que les forces de précession du Soleil et de la Lune changent continuellement d'ampleur et de direction ; ils sont égaux à zéro lorsque le Soleil et la Lune sont dans le plan de l'équateur terrestre et atteignent un maximum lorsque ces luminaires en sont à leur plus grande distance.

En raison de la précession et de la nutation de l'axe terrestre, les pôles du monde décrivent en réalité des lignes ondulées complexes dans le ciel (voir Fig. 8).

Il convient de noter que les effets de précession et de nutation sont générés par des forces externes qui modifient l'orientation de l'axe de rotation de la Terre dans l'espace. Le corps Terre reste dans ce cas, pour ainsi dire, fixe par rapport à l'axe changeant. Ainsi, le drapeau planté aujourd'hui au pôle Nord marquera encore le pôle Nord dans 13 000 ans, et la latitude du point restera égale à 90°. Puisque ni la précession ni la nutation n’entraînent de changement de latitude sur Terre, ces phénomènes ne provoquent pas de changement climatique. Cependant, ils créent toujours un décalage dans les saisons par rapport à un calendrier idéal.

Que pouvez-vous dire des changements de longitude et de latitude écliptiques, d'ascension droite et de déclinaison de toutes les étoiles résultant du mouvement de précession de l'axe terrestre ?

Devoirs pour devoirs indépendants

Nommez les principaux plans, lignes et points de la sphère céleste.

Où se lèvent et se couchent les corps célestes pour un observateur situé dans l'hémisphère nord (sud) de la Terre ?

Comment sont construits les systèmes de coordonnées astronomiques ?

Comment s’appellent la hauteur et l’azimut d’une étoile ?

Comment s’appellent les coordonnées équatoriales et écliptiques ?

Quel est le lien entre l’ascension droite et l’angle horaire ?

Comment la déclinaison et l'altitude du luminaire sont-elles liées au moment du point culminant supérieur ?

Que sont la précession et la nutation ?

Pourquoi les étoiles se lèvent-elles et se couchent-elles toujours aux mêmes points de l’horizon, mais pas le Soleil et la Lune ?

Quel est le lien entre le mouvement apparent du Soleil à travers la sphère céleste et le mouvement de la Terre autour du Soleil ?

Qu'est-ce que l'écliptique ?

Quels points sont appelés équinoxes et pourquoi ?

Qu’est-ce que le solstice ?

De quel angle l'écliptique est-elle inclinée par rapport à l'horizon et pourquoi cet angle change-t-il au cours de la journée ?

Dans quel cas l'écliptique peut-elle coïncider avec l'horizon ?

Dessinez au stylo sur le cercle représentant le modèle de la sphère céleste les points où se situe le Soleil :

À l'aide des points marqués, marquez la position de l'écliptique. Indiquez sur l'écliptique (approximativement) la position du Soleil le 21 avril, le 23 octobre et le jour de votre anniversaire. Retrouvez les points listés dans les paragraphes précédents sur le modèle de la sphère céleste.

Littérature

Levitan, E.P. Méthodes d'enseignement de l'astronomie au secondaire / E.P. Lévitan. – M. : Éducation, 1965. – 227 p.

Malakhov A.A. Physique et astronomie (approche par compétences) : méthode pédagogique. allocation / AA Malakhov ; Shadr. État péd. int. – Shadrinsk : Shadr. Maison de l’Imprimerie, 2010. – 163 p.

Mayorov, V.F. Comment sait-on que la Terre tourne ? / V.F. Mayorov // Physique. - 2010. – N° 2. - P. 45-47.

Myakishev G.Ya., Bukhovtsev B.B., Sotsky N.N. Physique : Manuel. Pour la 10e année. les établissements d'enseignement. – M. : Éducation, 2010.

Pinsky A.A., Razumovsky V.G., Bugaev A.I. et autres Physique et astronomie : manuel pour la 9e année. enseignement général Établissements / Éd. Les AA Pinsky, V.G. Razumovsky.- M. : Éducation, 2001. – P. 202-212

Randzini, D. Cosmos / D. Randzini ; Par. de l'italien N. Lebedeva. – M. : Astrel Publishing House LLC, 2004. – 320 p.