Eksperymenty astronomiczne

Sfera niebieska

Przez wiele stuleci „ziemski firmament” uważany był za wzór nienaruszalności i bezruchu. Nic dziwnego, że ten błąd trwał tak długo, bo wszystkie nasze zmysły mówią o bezruchu Ziemi i obrocie wokół niej „sklepieniem nieba” z gwiazdami, Słońcem i Księżycem. Ale nawet teraz w astronomii, na pamiątkę tamtych czasów starożytnych, używa się pojęcia sfery niebieskiej - wyimaginowanej nieskończenie dużej sfery, w centrum której znajduje się obserwator i na której powierzchni poruszają się ciała niebieskie wystawiany.

Oczywiście najbardziej zauważalna jest dobowa rotacja nieba – Słońce wschodzi rano, przechodzi przez niebo i schodzi poniżej horyzontu, gwiazdy widoczne na wschodzie wieczorem wschodzą wysoko na południu o północy i potem opada na zachód, Słońce znów wschodzi... Wygląda na to, że niebo obraca się wokół niewidzialnej osi znajdującej się w pobliżu Gwiazdy Północnej.

Ruch gwiazd wokół bieguna pokoju. Fot. A. Mironov

Ale codzienna rotacja nieba jest bardzo zależna od naszej pozycji na kuli ziemskiej – jeśli znajdziemy się na półkuli południowej, będzie dla nas bardzo niezwykłe, że Słońce porusza się po niebie w przeciwnym kierunku – od prawej do lewej. Przyjrzyjmy się bliżej, jak pozorna rotacja firmamentu zmienia się w różnych częściach Ziemi.

Na początek należy pamiętać, że wysokość Bieguna Świata (punktu wokół którego obraca się niebo) nad horyzontem jest zawsze równa szerokości geograficznej miejsca obserwacji. Oznacza to, że na biegunie północnym Gwiazda Polarna znajdzie się w zenicie, a wszystkie oprawy będą się poruszać w codziennej rotacji od lewej do prawej równolegle do horyzontu, nigdy nie wschodząc ani nie zachodząc. Będąc na biegunie mogliśmy zobaczyć gwiazdy tylko jednej półkuli, ale każdej nocy.

Wręcz przeciwnie, dla obserwatora na równiku nie ma gwiazd niewschodzących (ale i nie zachodzących) – wszystkie gwiazdy nieba są dostępne do obserwacji, wschodzą pionowo we wschodniej części nieba. horyzont i zaszedł dokładnie 12 godzin później w zachodniej części nieba.

Na średnich szerokościach geograficznych niektóre gwiazdy w pobliżu bieguna nigdy nie spadają poniżej horyzontu, ale ten sam obszar nieba wokół przeciwległego bieguna nigdy nie jest dostępny do obserwacji, podczas gdy pozostałe gwiazdy, znajdujące się w pasie na po obu stronach równika niebieskiego, w ciągu dnia wznoszą się i zachodzą.

Ruch świateł na środkowych szerokościach geograficznych półkuli południowej będzie wyglądał w przybliżeniu tak samo, z tą tylko różnicą, że nad horyzontem będzie widoczny biegun południowy świata, wokół którego gwiazdy obracają się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, a konstelacje równikowe będą znane do nas, odwrócona do góry nogami, wznieś się ponad wszystko w północnej części nieba i przesuń się od prawej do lewej.

Ruch słońca i dnia

Mówiąc o ruchu gwiazd, nie interesowała nas odległość do nich i ruch Ziemi wokół Słońca – odległości do gwiazd są ogromne, a zmiany ich pozycji w związku z rocznym ruchem Ziemi są bardzo mały i można go zmierzyć tylko bardzo dokładnymi instrumentami. Zupełnie inną sprawą jest Słońce. Ruch Ziemi po swojej orbicie powoduje pozorny ruch Słońca wśród gwiazd. Ścieżka, którą Słońce obiera na niebie w ciągu roku, nazywana jest ekliptyką. Ponieważ oś Ziemi jest nachylona o 23,5 °, gdy Ziemia obraca się wokół Słońca, zwraca się do niej albo północna, albo południowa półkula – to tłumaczy zmianę pór roku na naszej planecie.

Gdy północna półkula jest zwrócona ku Słońcu, tam nadchodzi lato, Słońce na swojej widocznej drodze wzdłuż ekliptyki okazuje się być w swojej północnej części, a na naszej północnej półkuli wznosi się wyżej nad horyzont. Na biegunie północnym na pół roku Słońce staje się nie zachodzącym światłem - nadchodzi dzień polarny. Nieco dalej na południe dzień polarny trwa krócej i na szerokości koła podbiegunowego (66,5 ° - koło polarne znajduje się 23,5 ° od bieguna) Słońce nie zachodzi tylko przez kilka dni w środku lata, w pobliżu dzień przesilenia letniego (22 czerwca). Zimą Słońce nie wschodzi na biegunie przez prawie pół roku (trochę mniej z powodu załamania), na południu noc polarna staje się krótsza, a poza kołem podbiegunowym Słońce wschodzi nad horyzontem nawet w środku zima.

Na środkowych i równikowych szerokościach geograficznych Słońce zawsze wschodzi i zachodzi, długość dnia silnie zależy nie tylko od pory roku, ale także od szerokości geograficznej - im bliżej równika, tym mniej różni się długość dnia zimą i latem, a im bliżej długości dnia i nocy do 12 godzin. Ale tylko na równiku długość dnia i nocy jest zawsze stała. Czas trwania zmierzchu zależy również od szerokości geograficznej – na równikowych szerokościach geograficznych Słońce zachodzi prostopadle do horyzontu i zmierzch jest najkrótszy, a na szerokości geograficznej Petersburga w środku lata trwają od zachodu do wschodu słońca – to słynne białe noce.

To zależy od szerokości geograficznej, jak wysoko Słońce może wznieść się nad horyzontem - w dniu przesilenia wysokość ta wyniesie 90 ° -φ + 23,5°.

Nawiasem mówiąc, bardzo powszechna jest błędna opinia, że ​​na równiku Słońce jest zawsze w zenicie w południe - tak nie jest, w dowolnym punkcie na Ziemi leżącym między liniami tropików (od 23,5° S do 23,5° N. ) Słońce przechodzi dokładnie przez zenit tylko dwa razy w roku, na równiku - w czasie równonocy, a na liniach tropików - tylko raz w roku, w dniu przesilenia letniego na tropiku północnym i na dzień przesilenia zimowego - na południu.

Ruch Ziemi wokół Słońca prowadzi do innego ważnego zjawiska - długość dnia słonecznego (odstęp czasu między dwoma południem) nie pokrywa się z dniami syderycznymi (odstęp czasu między przejściem gwiazdy przez południk). Faktem jest, że Ziemia potrzebuje dodatkowego czasu, aby obrócić się o kąt, pod jakim w ciągu dnia porusza się po swojej orbicie. Co więcej, czas trwania dnia słonecznego nie jest stały (patrz artykuł Równanie czasu). Łatwo jest dokonać przybliżonego oszacowania - w ciągu dnia Ziemia mija 1/365 swojej orbity, czyli nieco mniej niż 1°, a jeśli Ziemia obraca się wokół własnej osi (360 °) w ciągu około 24 godzin, to będzie obróć o 1 ° w około 4 minuty. Rzeczywiście, dzień gwiezdny to 23 godziny 56 minut 4 sekundy.

księżyc

Od czasów starożytnych nasz satelita służył ludziom do liczenia czasu i nie jest to przypadek - zmiana faz księżyca jest łatwa do zaobserwowania, a czas trwania miesiąca nie jest trudny do ustalenia, poza tym miesiąc stał się bardzo wygodna jednostka pośrednia do pomiaru czasu od dnia do roku. Nawiasem mówiąc, zwykły siedmiodniowy tydzień jest również związany z Księżycem - 7 dni to około kwadransa (a fazy księżyca są również mierzone w ćwiartkach). Większość starożytnych kalendarzy była księżycowa i księżycowo-słoneczna.

Oczywiście pierwszą rzeczą, która rzuca się w oczy podczas obserwacji Księżyca, jest zmiana jego wyglądu w ciągu miesiąca z cienkiego półksiężyca, który widać zaraz po zachodzie słońca, 2-3 dni po nowiu, do fazy księżyca. pierwsza kwadra (na półkuli północnej prawa połowa dysku jest oświetlona Księżycem), dalej do pełni, ostatnia kwadra (lewa połowa dysku jest oświetlona) i wreszcie do nowiu, gdy Księżyc zbliża się do Słońca i znika w jego promieniach. Zmianę faz tłumaczy się zmianą położenia Księżyca względem Słońca, gdy krąży on wokół Ziemi, pełny cykl zmian fazowych – obrót względem Słońca lub miesiąc synodyczny trwa około 29,5 dnia. Okres rewolucji względem gwiazd (miesiąc gwiezdny) jest nieco krótszy i wynosi 27,3 dnia. Jak widać, rok zawiera niecałkowitą liczbę miesięcy, więc kalendarze księżycowo-słoneczne stosują specjalne zasady naprzemiennie 12-miesięcznego i 13-miesięcznego roku, z tego powodu są one dość skomplikowane i są obecnie wypierane w większości krajów przez gregoriański kalendarz, który nie ma nic wspólnego z Księżycem - w pamięci jego poprzedników pozostały jedynie miesiące (choć dłuższe niż miesiące księżycowe) i tygodnie...

W ruchu Księżyca jest jeszcze jedna ciekawa cecha - okres jego obrotu wokół własnej osi zbiega się z okresem obrotu wokół Ziemi, więc nasz satelita jest zawsze zwrócony ku Ziemi jedną półkulą. Ale nie można powiedzieć, że widzimy tylko połowę powierzchni Księżyca - ze względu na nierównomierny ruch orbitalny Księżyca i nachylenie jego orbity do równika Ziemi, względem obserwatora Ziemi, Księżyc nieznacznie obraca się zarówno na szerokości geograficznej, jak i w długości geograficznej (zjawisko to nazywa się libracją) i możemy zobaczyć strefy brzegowe dysku – w sumie do obserwacji dostępnych jest około 60% powierzchni Księżyca.

Jean Effel, Stworzenie świata
- Nie jest łatwo rozpocząć wszechświat!