Geum.ru

Особливості видимого руху Сонця, Місяця І планет

Вид материалаДокументы
Подобный материал:


особливості видимого руху Сонця, Місяця І планет



Вивчаючи зоряне небо, давні спостерігачі не могли не зауважити, що положення зір на небосхилі невпинно, від вечора до вечора, змінюється. Зокрема, зорі, які весною безпосередньо після заходу Сонця підіймалися над горизонтом на сході, через близько три місяці на цю ж пору доби вже перебували у верхній кульмінації -проходячи через небесний меридіан, займали своє найвище поло­ження на небосхилі. Ще через три місяці ці ж зорі вже зникали у вечірній заграві на заході. І, навпаки, зоря, що весною безпосередньо перед сходом Сонця з'являлася над горизонтом у його східній части­ні, влітку до сходу Сонця досягала вже найвищого положення, а восени на ту ж пору ховалася за горизонт на заході.

З аналізу цієї ритмічної зміни вигляду зоряного неба було зробле­но висновок про те, що Сонце рухається відносно зір з заходу на схід (назустріч видимому обертанню сфери зір), здійснюючи повний оберт за рік. Згодом велике коло, по якому рухається центр диска Сонця, було названо екліптикою (від грецького єкА-єтихо -затемнюю, оскільки було виявлено, що затемнення відбуваються тоді, коли Місяць під час повні або нового місяця перебуває на або поблизу неї). Одною з перших задач, що їх розв'язували давні спостерігачі, і було встановлення кута є нахилу екліптики до площини небесного екватора.

Отже у зв'язку з видимим переміщенням Сонця серед зір та чи інша зоря, що перебуває поблизу екліптики, зникає у вечірній заграві в західній частині небосхилу, щоб через 10-20 діб з'явитися вранці перед сходом Сонця в його східній частині. Загалом це дозволяє виділити такі характерні чи визначальні (що відбуваються лише один раз у році) сходи і заходи зір:

геліакічний схід (від гр. 'г|Алос; - Сонце) - першу появу зорі на світанку у східній частині небосхилу; ш

космічний захід (від гр. коацої; - прикраса) - захід зорі на світанку Ь, в західній частині небосхилу; г

акронічний схід (від гр. 'акрос; - найвищий) - схід зорі ввечері, наприкінці вечірніх присмерків і

геліакічний захід - останню появу зорі ввечері при її заході, що,, настає невдовзі після заходу Сонця. ,,

Те, як зі згаданими характерними положеннями окремих зір та їхніх груп на небі люди в різних регіонах планети пов'язували, зокрема, початок певних хліборобських робіт, також є одним із надбань загальнолюдською культури/

Як відомо, в русі Сонця по екліптиці виділяється його перехід через точки весняного (Т) і осіннього рівнодення (Щ, а також через точки літнього (О) та зимового (В) сонцестоянь. При цьому точка весняного рівнодення Т (і відповідно точка £і) неперервно зміщується назустріч Сонцю з кутовою швидкістю 50,26" за рік або ж 1° за 72 роки. Завдяки цьому ефекту прецесії проміжок часу, за який Сонце повертається до тої ж зорі - зоряний рік Тф (=365,256360 доби), на 0,0142 доби (= 20 хв 24 с) більший від року тропічного Тт. Встанови­ти це давнім спостерігачам вдалося не зразу. Значно легше було виявити нерівномірність руху Сонця по екліптиці (що є відображен­ням руху Землі по еліптичній орбіті).

Усвідомивши повторюваність руху Місяця на тлі зір, як і зміни його зовнішнього вигляду (його фаз), давні спостерігачі легко виявили необхідність розрізняти два різні періоди: 1) проміжок часу Тс » 27,32 доби, за який Місяць повертається до тої ж зорі (сидеричний період}, і 2) проміжок часу 8С « 29,53 доби, за який змінюються його фази (синодичний період). Належало:

1) визначити ці періоди, як також узявши до уваги, що відхилення тривалості синодичного місяця бід його середнього значення сягає ±6,5 год, використати це знання при календарних обрахунках;

2) встановити, що рух Місяця на небі є нерівномірним (при серед­ній кутовій швидкості 13,2° за добу вона коливається в межах від 11 ° до 15° за добу, що є наслідком руху Місяця по еліптичній орбіті);

3) виявити, що в процесі свого руху на тлі зір Місяць перетинає екліптику відповідно у висхідному і низхідному вузлах, то підіймаючись над нею (наближаючись до Північного полюса світу) на 5°09', то опускаючись нижче від неї на стільки ж, і усвідомити, що внаслідок цього упродовж року істотно змінюються умови видимості молодого Місяця; а ввівши поняття «високого» і «низь­кого» Місяця, використовувати ці знання при календарних обрахун­ках, оскільки, зокрема, на широті Вавилона (ф = 32,5°) проміжок часу між сполученням Місяця з Сонцем (кон'юнкцією) та неоменією змінюється в межах від 16 год ЗО хв у березні до 42 год у вересні;

4) встановити, що вузли місячної орбіти неперервно зміщуються в бік заходу (назустріч Місяцеві), завершуючи повний оберт за 18,61 року; що відстань висхідного вузла від точки Т щороку змен­шується приблизно на 19,3°, а за один оберт Місяця (за драконічний місяць 8~ = 27,21 доби) - на 1,5°, внаслідок чого Сонце проходить через один і той же вузол через Т „ = 346,62 доби, цей проміжок часу зветься дракотчнимроком;

5) виявити, що затемнення Сонця трапляються тоді, коли відстань Місяця і Сонця від вузла місячної орбіти буде меншою від А1 й 16... 18° (затемнення повне, коли АІ £ 11,5°), а затемнення Міся­ця - коли обидва світила перебувають поблизу протилежних вузлів, причому Сонце-на відстані АІ 5 12° від нього (при АІ<; 5,6° затемне­ння повне);

6) встановити, що через проміжок часу (названий саросом) 6585,3 доби = 18 років 11,3 доби (= 2238С = 2423= 19Т) затемнення повторюються; однак за 0,3 доби Земля повернеться майже на 120°, а затемнення настане майже на 8 год пізніше, і лише через 54 роки затемнення Сонця повториться приблизно у тій же місцевості; що легше виявити повторюваність через 18 років затемнень Місяця, ос­кільки його видно з усієї півкулі Землі, де Місяць - над горизонтом.

рух планет. Одним з перших надбань астрономії було, очевидно, встановлення того факту, що деякі світила крім Сонця і Місяця їх було виявлено ще п'ять - змінюють своє положення серед нерухомих зір. Усі вони згодом отримали від давніх греків спільну назву плане­ти, тобто «блукаючі світила», а від римлян (зореподібні об'єкти) -Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн.

При вивченні згаданих тут п'яти планет давнім спостерігачам поступово необхідно було встановити, що

1) планети діляться на дві групи, істотно відрізняючись між собою характерними положеннями відносно Сонця: а) нижні планети -Меркурій і Венера, які наче «коливаються» поблизу нього, відхиляючись то «вліво», в бік сходу, то «вправо», в бік заходу (Меркурій на 17...27°, Венера на 46...48°) і, отже, стаючи на певний час то «ранковою», то «вечірньою зорею» (необхідно було також встановити, що в першому і другому випадку йдеться про одне і те ж світило), б) верхні планети, для яких кутова відстань від Сонця змінюється від 0° (сполучення планети з Сонцем) до 180° (проти­стояння) і далі до 360° (до 0°, після чого цикл повторюється);

2) в русі планет (як нижніх, так і верхніх) спостерігаються такі особливості: планета зменшує кутову швидкість свого пересування в бік сходу (це - прямий її рух), зупиняється, після чого певний час рухається відносно зір у бік заходу (назадній рух), знову зупиняється і відновлює свій прямий рух назустріч видимому обертанню небесної сфери; при цьому в середині назаднього руху нижня планета пере­буває у нижньому сполученні з Сонцем, тоді як верхня планета -у протистоянні з ним;

3) положення планети відносно Сонця повторюється через певний проміжок часу 8 - синодичний період (для Венери 8 = 584 доби, Мар­са - 780, Юпітера - 399 діб); повнота ж опису руху планети на тлі зір забезпечувалася знанням її сидеричного періоду Т, який визначався введенням поняття про «середню планету», що мала б рухатися зі сталою кутовою швидкістю лише в прямому напрямі (в бік сходу) з умови, що справжня і середня планети в один і той же момент займають певне характерне положення (сполучення чи проти­стояння);


4) відхилення в русі планет від екліптики (почергово в бік Північ­ного і Південного полюсів світу) незначне - найбільше воно в Мер­курія (7°) і Венери (3,4°), і це дозволяло, ввівши екліптичну довготу планети X - її кутову відстань від точки весняного рівнодення ї, наперед обчислювати положення планет на небі (згодом і з ураху­ванням їхніх відхилень від екліптики).

Для опису руху планети було зручним виділяти головні точки її положення відносно Сонця, як про це, зокрема, свідчить розшифров-ка планетних таблиць, складених вавилонськими астрономами. Для нижніх планет це:

Г = МР = Могпіп§ ЇЇГ8І = перша поява вранці,

Ф = М8І = Могпіп§ 8Шіоп = ранкове стояння (закінчення назаднього руху),

Е = МЬ = Могпіп§ Іазі = остання видимість вранці,

Е = ЕР = еуєпіп§ ГІГ8І = перша видимість ввечері,

Ч' = Е8І = еуєпіп§ Зіаііоп = вечірнє стояння (початок назаднього руху).

О. - ЕЬ = еуєпіп§ Іазі = остання видимість ввечері.

Аналогічно для верхніх планет (рис. В. 2.):




Рис. В. 2. Головні точки в положенні верхньої планети відносно Сонця, виділені вавилонськими астрономами.

Г = МР = Могпіп§ ГІГ8І = перша поява вранці, Ф = М8І = Могпіп Зіаііоп = ранкове стояння (початок назаднього руху),

© = Ор = Оррозпіоп = протистояння,

У = Е8І = Еуепіл£ Зіаііоп = вечірнє стояння (кінець назаднього

РУХУ),

О = ЕЬ = еуєпіп§ Іазі = остання видимість ввечері.

Саме визначення положень цих точок і відповідних їм дат було головною темою вавилонських планетних таблиць.