Astronomie sferică

Astronomia sferică sau astronomia pozițională  este o ramură a astronomiei care studiază modul de a determina poziția obiectelor pe sfera cerească atunci când sunt observate de pe Pământ la un anumit moment în timp și într-un anumit loc. Astronomia sferică folosește metodele matematice ale geometriei sferice și măsurătorilor astrometrice și este strâns legată de problema reducerii observațiilor.

Aceasta este cea mai veche ramură a astronomiei. Primele cunoștințe legate de aceasta datează din Lumea Antică . Observarea corpurilor cerești a fost și rămâne importantă pentru multe religii și astrologie , precum și pentru măsurarea timpului și navigație . Astronomia sferică rezolvă parțial problema, problema inversă a astrometriei: vă permite să preziceți poziția corpurilor cerești la o anumită dată într-un anumit loc, de exemplu, prin calcularea efemeridelor pe baza modelelor de mișcare a sistemului solar.

Subiectul și conținutul astronomiei sferice

În timp ce astrometria implementează în practică măsurători ale pozițiilor și mișcărilor relative ale obiectelor astronomice, astronomia sferică, ca disciplină mai teoretică, strâns legată de matematică , se ocupă de stabilirea sistemelor de coordonate cerești și a sistemelor de referință temporală, precum și de tranzițiile dintre acestea. De fapt, sarcina principală a astronomiei sferice este reducerea observațiilor, adică calcularea coordonatelor și vitezelor corpurilor cerești într-un anumit sistem de coordonate la un moment dat în timp, pe baza observațiilor lor [1] .

Conceptul de bază al astronomiei sferice este sfera cerească , adică o sferă imaginară de rază arbitrară centrată pe observator, pe care sunt proiectate pozițiile vizibile ale obiectelor astronomice și pe care sunt introduse sisteme de coordonate cerești, dintre care cel mai des folosit. sunt: ​​orizontale, două ecuatoriale, ecliptice și galactice. Tranzițiile între ele se realizează după formulele de trigonometrie sferică [1] .

În timpul observațiilor, coordonatele vizibile ale corpurilor cerești de pe sfera cerească, pe lângă mișcarea corespunzătoare a corpurilor în spațiu , sunt influențate de mai mulți factori: precesie , nutație , refracție , aberație și deplasare paralactică . Primele două motive duc la deplasări globale ale sistemelor de coordonate cerești, iar ultimele trei motive, cunoscute în fizica clasică , precum și deviația luminii de către câmpul gravitațional , prezisă de fizica relativistă (și refracția prin plasma vântului solar , esențială pentru unde radio), duc la mici modificări cvasi-periodice ale coordonatelor vizibile în timp, a căror eliminare (reducere) conduce coordonatele corpurilor la un sistem de coordonate topocentric asociat cu observatorul în momentul observației și direcția axelor. din care este dată de poziţia observatorului pe suprafaţa Pământului [1] .

Următorul pas este reducerea la sistemul de coordonate al Pământului, legat de Pământul în ansamblu, și de la acesta, prin luarea în considerare a precesiei și nutației, la sistemul de coordonate inerțial, pentru care este necesară cunoașterea parametrilor Pământului. figură și rotație. În aceasta, astronomia sferică se îmbină cu geodezia , cartografia și gravimetria . În plus, timpul de observație este redus și la sistemul inerțial, ceea ce necesită cunoașterea parametrilor mișcării Pământului în sistemul solar și luarea în considerare a corecțiilor teoriei generale a relativității [1] .

Elemente

Elementele de bază ale astronomiei sferice sunt sistemele de coordonate și timpul. Pentru a indica poziția corpurilor cerești, se folosește sistemul de coordonate ecuatoriale , bazat pe proiecția ecuatorului Pământului pe sfera cerească. Poziția unui obiect este determinată de ascensiunea dreaptă (α) și declinația (δ). Pe baza acestor date, latitudine și ora locală, puteți determina poziția obiectului în sistemul de coordonate orizontal , și anume înălțimea și azimutul acestuia [1] .

Coordonatele obiectelor de pe cerul înstelat, cum ar fi stelele și galaxiile, sunt introduse în cataloage , care oferă poziția obiectului într-un anumit moment, de obicei un an, numit epoca catalogului. Cataloagele de referință , împreună cu procedurile de măsurare și reducere a observațiilor, sunt cele care implementează în practică sistemele de coordonate cerești . Cu toate acestea, influența combinată a precesiunii , nutației și mișcărilor proprii ale corpurilor cerești duce la faptul că coordonatele acestora se schimbă oarecum în timp. Influența unor astfel de modificări în mișcarea Pământului este compensată de publicarea periodică a unor noi ediții ale cataloagelor [1] .

Pentru a determina pozițiile Soarelui și ale planetelor, se folosesc efemeride astronomice (un tabel de valori care vă permite să determinați poziția corpurilor cerești la un anumit moment, calculată prin metodele mecanicii cerești ) [1] .

Aplicații ale astronomiei sferice

Astronomia sferică stă la baza astronomiei în general și are numeroase aplicații. În astronomia fundamentală, ca urmare a prelucrării observațiilor astrometrice reduse, se determină parametrii sistemelor de coordonate cerești și scările de timp, precum și parametrii de reducere sunt perfecționați și sunt compilate sisteme de constante astronomice. În astronomia aplicată, astronomia sferică este utilizată în mod obișnuit în procesul de rezolvare a problemelor de navigație , adică determinarea coordonatelor observatorului, atât pe Pământ, cât și în spațiu [1] .

Istorie

Astronomia s-a născut din necesitatea de a determina momentele anumitor evenimente, de semnificație atât economică, cât și religioasă. Stabilirea unui calendar era necesară pentru agricultură și, prin urmare, vechii locuitori din Mesopotamia și Egipt au determinat destul de precis lungimea anului și au învățat, de asemenea, cum să le prezică din lanțuri lungi de eclipse solare și lunare. Sistemul de numere hexazecimale al vechilor babilonieni este încă folosit în numărarea timpului [2] .

Progresele suplimentare sunt asociate cu înflorirea filozofiei și a matematicii în Grecia antică. Primul astronom antic grec Thales din Milet (sfârșitul a VII-a-prima jumătate a secolului al VI-lea î.Hr.) - unul dintre cei „ șapte înțelepți ”, potrivit legendei, a stabilit ora echinocțiilor și solstițiilor, a determinat lungimea anului la 365 de zile și a realizat că luna nu strălucește ea însăși și așa mai departe. În același timp, a considerat Pământul un disc plat și nu a înțeles cauzele eclipselor [2] .

Eclipsele au putut să explice corect Anaxagora din Klazomen (aproximativ 500-aproximativ 428 î.Hr.), iar ipoteza sfericității Pământului a fost formulată de pitagoreici , deținând și modelul sferelor cerești, din care acest concept a rămas în astronomia modernă. În a doua jumătate a secolului al V-lea î.Hr. e. Astronomii atenieni Meton și Euctemon , observând echinocțiul și solstițiile, au stabilit durata anului tropical la o jumătate de oră și au constatat inegalitatea anotimpurilor, adică mișcarea neuniformă a Soarelui de-a lungul eclipticii [2] .

Dezvoltarea primelor teorii matematice riguroase ale astronomiei îi aparține lui Eudoxus din Cnidus (aproximativ 400-355 î.Hr.). Pornind de la o sferă și un cerc ca figuri ideale, el a conceput un sistem de descompunere a mișcării aparente a Soarelui și a planetelor în rotații uniforme de sfere, trăgând cu ele și alte sfere, la ultima dintre care este atașat un corp ceresc. ecuatorul. În modelul său existau 27 de astfel de sfere, la Calippus  - 34, și Aristotel (384-322 î.Hr.), datorită căruia autoritatea a devenit dominantă acest model, considerate deja 56 de sfere [2] .

Heraclides din Pont a sugerat că rotația aparentă a sferei celei mai exterioare a stelelor fixe este de fapt cauzată de rotația Pământului și că modificările luminozității lui Mercur și Venus, care au reprezentat o problemă în schema Eudoxus, sunt cauzate de revoluție în jurul Soarelui, și nu Pământul ca centru. Aristarh din Samos (310-230 î.Hr.) a arătat, pe baza observațiilor, că Soarele este mult mai departe decât Luna și, pe această bază, a dezvoltat primul model heliocentric, explicând și absența paralaxei vizibile a stelelor prin distanțele lor foarte mari față de Pământul [2] .

Astronomii-observatori Aristillus și Timocharis (secolul al III-lea î.Hr.) au fost pionierii în determinarea pozițiilor stelelor și au întocmit primul catalog de stele din sistemul ecuatorial, găsind ascensiunile drepte și declinațiile stelelor. Eratostene din Cirene (276-194 î.Hr.) a determinat raza Pământului cu o precizie de până la 50 km și înclinarea eclipticii față de ecuator cu o precizie de până la 8 secunde de arc [2] .

Hipparh (aproximativ 180-125 î.Hr.) a sistematizat și generalizat toți predecesorii. După ce a făcut propriile măsurători ale pozițiilor stelelor și a întocmit un catalog, a găsit modificări ale longitudinilor în raport cu datele lui Aristillus și Timorakhis și a ajuns la concluzia că a existat o precesiune , adică mișcarea echinocțiului de-a lungul ecliptică, care i-a permis să clarifice durata anului. În plus, pentru a descrie mișcarea Soarelui de-a lungul eclipticii, el a introdus un sistem de epicicluri și excentrici și a dedus „prima inegalitate”, diferența de poziție a centrului Soarelui adevărat și mediu, care acum se numește „ ecuația timpului ” [2] .

Mai departe, a urmat o pauză în dezvoltarea astronomiei, care s-a încheiat la sfârșitul secolului I d.Hr. e. lucrări de trigonometrie sferică ale astronomului grec Menelaus din Alexandria , ale căror rezultate au fost apoi folosite de Ptolemeu (aproximativ 100-165 de ani), ale cărui 13 cărți ale Almagestului au devenit principala sursă de cunoștințe astronomice pentru următorii 1500 de ani în toată Eurasia. . Catalogul stelar al lui Ptolemeu a fost apoi actualizat în mod repetat: al-Battani (880), al-Sufi (964), Alphonse Tables (1252), Ulugbek (1437), ceea ce a făcut posibilă clarificarea constantei de precesiune și a înclinării eclipticii către unități. de arc de minute [2] .

Teoria heliocentrică a lui Copernic , publicată în 1543, a fost următorul mare pas, a cărui semnificație a fost realizată abia mai târziu, după lucrarea lui Tycho Brahe (1546-1601), care a obținut cea mai cunoscută acuratețe a observațiilor stelelor și planetelor cu cu ochiul liber și a compilat un nou catalog de 777 de stele cu poziții de precizie într-o jumătate de minut de arc. Observațiile sale asupra lui Marte i-au permis lui Kepler să obțină legile mișcării planetare , care au confirmat în cele din urmă prioritatea sistemului heliocentric [2] .

John Napier (1550–1617), inventatorul logaritmilor , a dezvoltat și el probleme pentru rezolvarea triunghiurilor sferice, găsind analogiile lui Napier . Dezvoltarea rapidă a navigației a făcut urgentă sarcina determinării cu precizie a timpului, pentru care Huygens a inventat mai întâi pendulul (1656) și apoi ceasurile de primăvară (1675). În observatoare, astfel de ceasuri puteau fi folosite pentru a stoca timpul, dar determinarea longitudinii în marea liberă era încă o problemă dificilă - acuratețea ceasului în condițiile mișcării navei și schimbărilor de temperatură era complet insuficientă. Tabelele calculate ale mișcării Lunii și cataloagele stelelor au servit ca paliativ, pe baza cărora ar putea fi determinată longitudinea, de exemplu, tabelele Euler au oferit o precizie de aproximativ un grad. Un ceas de primăvară relativ stabil - un cronometru  - a fost inventat în 1735 de John Harrison , dar abia în 1761 fiul său William l-a îmbunătățit atât de mult încât atunci când a călătorit în Jamaica a obținut o precizie de măsurători de longitudine de 1/3 de grad [2] .

Până la sfârșitul secolului al XVIII-lea, zeci de mii de ceasuri mecanice erau deja produse, mecanismele lor se îmbunătățiu rapid, iar precizia lor creștea. Globalizarea comerțului și mișcarea oamenilor au necesitat introducerea unui timp comun, iar în 1884, la o conferință internațională de la Washington, a fost adoptată ora standard , al cărei punct de plecare a fost ora Greenwich  - ora solară medie la meridianul prim ales. , meridianul Greenwich . În același loc a fost determinată linia de dată [2] .

Invenția telescopului în secolul al XVII-lea de către Galileo și îmbunătățirea lui de către Newton au condus la progrese rapide în precizia observațiilor astronomice. În 1725, astronomul englez regal James Bradley a derivat din observații aberația luminii , care se manifestă sub forma unei schimbări periodice a pozițiilor aparente ale stelelor, ca urmare a unei modificări a direcției și mărimii vitezei Pământului în raport cu acestea. În 1837, Friedrich Bessel a reușit pentru prima dată să măsoare și paralaxa anuală a unei stele - deplasarea relativă a stelei 61 Cygnus în raport cu cele mai apropiate de ea, datorită unei modificări a poziției observatorului împreună cu Pământul în spațiu. [2] .

Dezvoltarea teoriei mișcării Lunii și a Sistemului Solar, bazată pe legea gravitației universale a lui Newton, a durat întregul secol al XVIII-lea și al XIX-lea; Euler , Clairaut , d'Alembert , Lagrange și Laplace au fost implicați în aceasta . Precizia și puterea metodelor s-au îmbunătățit constant de la Newton, care a explicat calitativ aplatizarea Pământului din cauza forței centrifuge și a subliniat că influența gravitațională a Lunii, Soarelui și planetelor pe cocoașa ecuatorială ar provoca precesiunea. O teorie cantitativă a acestui fenomen a fost dată în 1749 de d'Alembert , care a explicat şi nutaţia , descoperită de Bradley în 1745, prin acest efect. Laplace a rafinat această teorie ținând cont de oceane și atmosferă, precum și de maree, a introdus și conceptul de potențial , care mai târziu a devenit fundamental în fizică, și a propus o ipoteză despre mișcarea polilor și rotația neuniformă a pământul. Clairaut s-a ocupat de chestiunea figurii Pământului, găsind cum să-i determine compresia din măsurători gravimetrice [2] .

Progresul în acuratețea observațiilor către sfârșitul secolului al XIX-lea a făcut posibilă detectarea mișcării polilor, a căror oscilație cu o perioadă de aproximativ 1,2 ani a fost găsită de Seth Chandler în 1891 și îi poartă numele. Până la sfârșitul secolului al XIX-lea, teoria rotației unui Pământ absolut solid a fost finalizată, iar Oppolzer a obținut formule care descriu precesia și nutația. Cu toate acestea, Simon Newcomb , care a introdus sistemul modern al parametrilor de precesiune, a prezentat ideea în 1892 că vibrația Chandler este cauzată de influența elasticității Pământului asupra oscilațiilor libere Euler ale polului solid al Pământului. Astfel, s-a dovedit că mișcarea polului nu poate fi obținută teoretic fără o cunoaștere exactă a structurii Pământului, ceea ce ne obligă să determinăm această mișcare prin măsurători regulate. În acest scop, în 1898 a fost creat Serviciul Internațional de Latitudine , ale cărui funcții au fost apoi transferate Serviciului Internațional de Rotație a Pământului [2] .

Observațiile Lunii și Soarelui, inclusiv cele antice, în comparație cu teoriile exacte ale mișcării sistemului solar de la sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea, dezvoltate de Newcomb, Brown și de Sitter , au condus la descoperirea unui încetinirea rotației Pământului . Teoria lui Newcomb asupra mișcării Soarelui a fost atât de precisă încât a devenit baza pentru crearea primei scale de timp dinamice - scara de timp efemeridei și definirea celei de-a doua efemeride . Abia la mijlocul secolului al XX-lea, precizia ceasurilor - standarde de frecvență atomică  - a devenit mai bună decât pentru timpul efemeridelor, iar trecerea la scara atomică a făcut posibilă măsurarea directă a neuniformității rotației Pământului [2] .

Noua dezvoltare a tehnologiei observaționale la sfârșitul secolului al XX-lea - interferometria radio cu baze foarte lungi , distanța laser și alte metode - a făcut posibilă îmbunătățirea în continuare a preciziei măsurătorilor astrometrice și a figurii Pământului la precizia milimetrică, forțând să luați în considerare efectele relativiste ale abaterii și întârzierii semnalelor electromagnetice în câmpurile gravitaționale, care au fost stabilite oficial prin deciziile Uniunii Astronomice Internaționale din 2000. Utilizarea tehnologiei de înaltă precizie a făcut posibilă cartografierea câmpului gravitațional al Pământului, măsurarea efectului câmpului gravitațional asupra vitezei ceasului și punerea în practică a sistemelor globale de navigație prin satelit GPS (Global Positioning System) și GLONASS (GLOBAL ). NAVIGARE Sistemul Sputnik). Noile cataloage de referință, în raport cu care sunt determinate coordonatele cerești, au obținut o precizie de 0,1 milisecunde de arc în radio și câteva milisecunde în domeniul optic [3] [2] .

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Zharov, 2006 , 1.1. Principalele sarcini rezolvate de astronomia sferică..
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Zharov, 2006 , 1.2. Scurtă prezentare istorică.
  3. ↑ Zharov, 2006 , 1.1. Principalele sarcini rezolvate de astronomia sferică.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice