Sfærisk astronomi

Sfærisk astronomi eller positionsastronomi er en gren af astronomi , der studerer, hvordan man kan bestemme positionen af objekter på himmelsfæren, når de observeres fra Jorden på et bestemt tidspunkt og et bestemt sted. Sfærisk astronomi bruger de matematiske metoder til sfærisk geometri og astrometriske målinger og er tæt forbundet med problemet med reduktion af observationer.

Dette er den ældste gren af astronomi. Den første viden relateret til det går tilbage til den antikke verden . Observation af himmellegemer har været og er fortsat vigtig for mange religioner og astrologi , såvel som for tidsmåling og navigation . Sfærisk astronomi løser delvist problemet, det omvendte problem med astrometri: det giver dig mulighed for at forudsige himmellegemernes position på en bestemt dato på et bestemt sted, for eksempel ved at beregne efemerider baseret på modeller af solsystemets bevægelse.

Emnet og indholdet af sfærisk astronomi

Mens astrometri i praksis implementerer målinger af astronomiske objekters positioner og relative bevægelser, beskæftiger sfærisk astronomi, som en mere teoretisk disciplin, tæt forbundet med matematik , etableringen af himmelske koordinatsystemer og tidsreferencesystemer, såvel som overgange mellem dem. Faktisk er hovedopgaven for sfærisk astronomi reduktionen af observationer, det vil sige beregningen af himmellegemernes koordinater og hastigheder i et bestemt koordinatsystem på et givet tidspunkt, baseret på deres observationer [1] .

Det grundlæggende koncept for sfærisk astronomi er himmelsfæren , det vil sige en imaginær sfære med vilkårlig radius centreret om observatøren, hvorpå de synlige positioner af astronomiske objekter projiceres, og hvorpå de himmelske koordinatsystemer introduceres, hvoraf de mest almindeligt anvendte er: vandret, to ækvatoriale, ekliptiske og galaktiske. Overgange mellem dem udføres i henhold til formlerne for sfærisk trigonometri [1] .

Under observationer påvirkes de synlige koordinater af himmellegemer på himmelsfæren, ud over den korrekte bevægelse af legemer i rummet , af flere faktorer: præcession , nutation , refraktion , aberration og parallaktisk forskydning . De to første årsager fører til globale forskydninger af himmelske koordinatsystemer, og de sidste tre årsager, kendt i klassisk fysik , såvel som afbøjningen af lys af gravitationsfeltet , forudsagt af relativistisk fysik (og brydning af solvindplasma , afgørende for radiobølger), fører til små kvasi-periodiske ændringer i de synlige koordinater over tid, hvis eliminering (reduktion) fører kroppens koordinater til et topocentrisk koordinatsystem forbundet med observatøren på observationstidspunktet og aksernes retning hvoraf er givet af observatørens position på Jordens overflade [1] .

Næste trin er reduktionen til Jordens koordinatsystem, forbundet med Jorden som helhed, og fra det, gennem hensyntagen til præcession og nutation, til inertikoordinatsystemet, for hvilket det er nødvendigt at kende parametrene for Jordens figur og rotation. I dette fusionerer sfærisk astronomi med geodæsi , kartografi og gravimetri . Derudover er observationstiden også reduceret til inertisystemet, hvilket kræver viden om parametrene for Jordens bevægelse i solsystemet og under hensyntagen til korrektionerne af den generelle relativitetsteori [1] .

Elementer

De grundlæggende elementer i sfærisk astronomi er koordinatsystemer og tid. For at angive himmellegemernes position bruges det ækvatoriale koordinatsystem , baseret på projektionen af Jordens ækvator på himmelsfæren. Et objekts position bestemmes af dets højre ascension (α) og deklination (δ). Ud fra disse data, breddegrad og lokal tid kan du bestemme objektets position i det vandrette koordinatsystem , nemlig dets højde og azimut [1] .

Koordinaterne for objekter på stjernehimlen, såsom stjerner og galakser, indtastes i kataloger , som angiver objektets position på et bestemt tidspunkt, normalt et år, kaldet katalogets epoke . Det er referencekatalogerne , sammen med procedurerne for måling og reduktion af observationer, der implementerer himmelske koordinatsystemer i praksis. Imidlertid fører den kombinerede indflydelse af præcession , nutation og korrekte bevægelser af himmellegemer til det faktum, at deres koordinater ændrer sig noget med tiden. Indflydelsen af sådanne ændringer i Jordens bevægelse kompenseres af den periodiske udgivelse af nye udgaver af katalogerne [1] .

For at bestemme Solens og planeternes positioner bruges astronomiske efemerider (en tabel med værdier, der giver dig mulighed for at bestemme positionen af himmellegemer på et bestemt tidspunkt, beregnet ved hjælp af himmelmekanikkens metoder ) [1] .

Anvendelser af sfærisk astronomi

Sfærisk astronomi er grundlaget for astronomi generelt og har mange anvendelsesmuligheder. I fundamental astronomi bestemmes parametrene for himmelske koordinatsystemer og tidsskalaer, som et resultat af behandling af reducerede astrometriske observationer, ligesom reduktionsparametrene forfines og systemer med astronomiske konstanter kompileres. I anvendt astronomi bruges sfærisk astronomi rutinemæssigt i processen med at løse navigationsproblemer , det vil sige at bestemme observatørens koordinater, både på Jorden og i rummet [1] .

Historie

Astronomi blev født ud fra behovet for at bestemme tidspunkterne for visse begivenheder, både økonomisk og religiøs betydning. Etableringen af en kalender var påkrævet for landbruget, og derfor bestemte de gamle indbyggere i Mesopotamien og Egypten allerede årets længde ret nøjagtigt , og lærte også at forudsige dem fra lange kæder af sol- og måneformørkelser . Det hexadecimale talsystem i de gamle babyloniere bruges stadig i tælletiden [2] .

Yderligere fremskridt er forbundet med opblomstringen af filosofi og matematik i det antikke Grækenland. Den første antikke græske astronom Thales fra Milet (slutningen af 7.-første halvdel af det 6. århundrede f.Kr.) - en af de " syv vise mænd ", fastsatte ifølge legenden tidspunktet for jævndøgn og solhverv, bestemte længden af året kl. 365 dage og indså, at månen ikke skinner selv, og så videre. Samtidig anså han Jorden for at være en flad skive, og forstod ikke årsagerne til formørkelser [2] .

Formørkelser var i stand til korrekt at forklare Anaxagoras fra Klazomen (ca. 500-ca. 428 f.Kr.), og hypotesen om Jordens sfæriskhed blev formuleret af pythagoræerne , de ejer også modellen af himmelsfærerne, hvorfra dette koncept er forblevet i moderne astronomi. I anden halvdel af det 5. århundrede f.Kr. e. De athenske astronomer Meton og Euctemon fastslog ved at observere jævndøgn og solhverv varigheden af det tropiske år til inden for en halv time og fandt årstidernes ulighed, det vil sige Solens ujævne bevægelse langs ekliptika [2] .

Udviklingen af de første strenge matematiske astronomiteorier tilhører Eudoxus af Cnidus (ca. 400-355 f.Kr.). Med udgangspunkt i en kugle og en cirkel som ideelle figurer kom han med et system til at nedbryde Solens og planeternes tilsyneladende bevægelse til ensartede rotationer af kugler, og trække andre kugler med sig, til den sidste af hvilke et himmellegeme er fastgjort kl. ækvator. I hans model var der 27 sådanne sfærer, i Calippus - 34, og Aristoteles (384-322 f.Kr.), takket være hvis autoritet denne model blev dominerende, betragtes som allerede 56 sfærer [2] .

Heraclides af Pontus foreslog, at den tilsyneladende rotation af fiksstjernernes yderste kugle faktisk er forårsaget af Jordens rotation, og at ændringerne i lysstyrken af Merkur og Venus, som var et problem i Eudoxus-skemaet, er forårsaget af deres revolution omkring Solen, og ikke Jorden som centrum. Aristarchus fra Samos (310-230 f.Kr.) viste, baseret på observationer, at Solen er meget længere end Månen, og udviklede på dette grundlag den første heliocentriske model, der også forklarede fraværet af synlig parallakse af stjerner med deres meget store afstande fra jorden [2] .

Astronomer-observatører Aristillus og Timocharis (3. århundrede f.Kr.) var pionerer i at bestemme stjernernes positioner og kompilerede det første stjernekatalog i ækvatorialsystemet, hvor de fandt de rigtige opstigninger og deklinationer af stjerner. Eratosthenes fra Cyrene (276-194 f.Kr.) bestemte Jordens radius med en nøjagtighed på op til 50 km og ekliptikas hældning til ækvator med en nøjagtighed på op til 8 buesekunder [2] .

Hipparchus (ca. 180-125 f.Kr.) systematiserede og generaliserede alle forgængerne. Efter at have foretaget sine egne målinger af stjernernes positioner og udarbejdet et katalog, fandt han ændringer i længdegrader i forhold til data fra Aristillus og Timorakhis og kom til den konklusion, at der var en præcession , det vil sige jævndøgnernes bevægelse langs ekliptik, som gjorde det muligt for ham at afklare årets længde. For at beskrive Solens bevægelse langs ekliptikken introducerede han desuden et system af epicykler og excentrikere og udledte den "første ulighed", forskellen i positionen af midten af den sande og gennemsnitlige Sol, som nu kaldes " tidsligning " [2] .

Yderligere fulgte en pause i astronomiens udvikling, som sluttede i slutningen af det 1. århundrede e.Kr. e. værker om sfærisk trigonometri af den græske astronom Menelaos af Alexandria , hvis resultater derefter blev brugt af Ptolemæus (ca. 100-165 år), hvis 13 bøger af Almagest blev hovedkilden til astronomisk viden i de næste femten hundrede år i hele Eurasien . Ptolemæus' stjernekatalog blev derefter opdateret gentagne gange: al-Battani (880), al-Sufi (964), Alphonse Tables (1252), Ulugbek (1437), hvilket gjorde det muligt at tydeliggøre præcessionskonstanten og ekliptikkens hældning til enheder minutbuer [2] .

Den heliocentriske teori om Copernicus , udgivet i 1543, var det næste store skridt, hvis betydning først blev realiseret senere, efter Tycho Brahes arbejde (1546-1601), som opnåede den bedst kendte nøjagtighed af observationer af stjerner og planeter med det blotte øje og kompilerede et nyt katalog med 777 stjerner med nøjagtige positioner i et halvt bueminut. Hans observationer af Mars gjorde det muligt for Kepler at udlede lovene for planeternes bevægelse , hvilket endelig bekræftede det heliocentriske systems prioritet [2] .

John Napier (1550-1617), opfinder af logaritmer , udviklede også problemer med at løse sfæriske trekanter og finde Napiers analogier . Den hurtige udvikling af navigationen gjorde opgaven med nøjagtig tidsbestemmelse påtrængende, hvortil Huygens først opfandt pendul (1656) og derefter fjederure (1675). I observatorier kunne sådanne ure bruges til at lagre tid, men at bestemme længdegraden på åbent hav var stadig et vanskeligt problem - urets nøjagtighed under forhold med skibsbevægelser og temperaturændringer var fuldstændig utilstrækkelig. Beregnede tabeller over Månens bevægelse og stjernekataloger tjente som en palliativ, på grundlag af hvilken længdegrad kunne bestemmes, for eksempel gav Euler- tabeller en nøjagtighed på omkring en grad. Et relativt stabilt fjederur - et kronometer - blev opfundet i 1735 af John Harrison , men først i 1761 forbedrede hans søn William det så meget, at han da han rejste til Jamaica opnåede en nøjagtighed på 1/3 grads længdemål [2] .

I slutningen af det 18. århundrede blev der allerede produceret titusinder af mekaniske ure, deres mekanismer blev hurtigt forbedret, og deres nøjagtighed steg. Globaliseringen af handel og bevægelse af mennesker krævede indførelsen af en fælles tid, og i 1884 ved en international konference i Washington blev standardtid vedtaget , hvis udgangspunkt var Greenwich Time - den gennemsnitlige soltid ved den valgte prime meridian , Greenwich meridianen . Samme sted blev datolinjen bestemt [2] .

Opfindelsen af teleskopet i det 17. århundrede af Galileo og dets forbedring af Newton førte til hurtige fremskridt med hensyn til nøjagtigheden af astronomiske observationer. I 1725 udledte den engelske astronom royal James Bradley fra observationer af aberration af lys , som viser sig i form af en periodisk ændring i stjernernes tilsyneladende positioner på grund af en ændring i retningen og størrelsen af Jordens hastighed i forhold til dem. I 1837 formåede Friedrich Bessel for første gang også at måle en stjernes årlige parallakse - den relative forskydning af stjernen 61 Cygnus i forhold til de nærmeste på grund af en ændring i observatørens position sammen med Jorden i rummet [2] .

Udviklingen af teorien om Månens og Solsystemets bevægelse, baseret på Newtons lov om universel gravitation, tog hele det 18. og 19. århundrede; Euler , Clairaut , d'Alembert , Lagrange og Laplace var engageret i dette . Metodernes nøjagtighed og kraft er støt forbedret siden Newton, som kvalitativt forklarede Jordens oblatitet på grund af centrifugalkraften, og påpegede, at Månens, Solens og planeternes gravitationspåvirkning på den ækvatoriale pukkel ville forårsage præcessionen. En kvantitativ teori om dette fænomen blev givet i 1749 af d'Alembert , som også forklarede nutation , opdaget af Bradley i 1745, ved denne effekt. Laplace raffinerede denne teori ved at tage hensyn til oceanerne og atmosfæren, såvel som tidevandet, han introducerede også begrebet potentiale , som senere blev grundlæggende i fysikken, og fremsatte en antagelse om polernes bevægelse og den ujævne rotation af jorden. Clairaut beskæftigede sig med spørgsmålet om Jordens figur og fandt ud af, hvordan man bestemmer dens kompression ud fra gravimetriske målinger [2] .

Fremskridt med hensyn til nøjagtigheden af observationer mod slutningen af det 19. århundrede gjorde det muligt at opdage polernes bevægelse, hvis svingning med en periode på omkring 1,2 år blev fundet af Seth Chandler i 1891 og bærer hans navn. I slutningen af det 19. århundrede var teorien om rotation af en absolut solid jord afsluttet, og Oppolzer opnåede formler, der beskrev præcession og nutation. Simon Newcomb , der introducerede det moderne system af præcessionsparametre, fremsatte imidlertid i 1892 ideen om, at Chandler-slingren er forårsaget af indflydelsen fra Jordens elasticitet på de frie Euler-svingninger af den faste Jords pol. Det viste sig således, at polens bevægelse ikke teoretisk kan opnås uden en nøjagtig viden om Jordens struktur, hvilket tvinger os til at bestemme denne bevægelse ved regelmæssige målinger. Til dette formål blev International Latitude Service oprettet i 1898 , hvis funktioner derefter blev overført til International Earth Rotation Service [2] .

Observationer af Månen og Solen, inklusive antikke, sammenlignet med de nøjagtige teorier om solsystemets bevægelse i slutningen af det 19. og begyndelsen af det 20. århundrede, udviklet af Newcomb, Brown og de Sitter , førte til opdagelsen af en sekulær deceleration af jordens rotation . Newcombs teori om Solens bevægelse var så nøjagtig, at den blev grundlaget for skabelsen af den første dynamiske tidsskala - den efemeriske tidsskala og definitionen af den anden . Først i midten af det 20. århundrede blev nøjagtigheden af ure - atomare frekvensstandarder - bedre end for efemerisk tid, og overgangen til atomskalaen gjorde det muligt direkte at måle ujævnheden i Jordens rotation [2] .

Den nye udvikling af observationsteknologi i slutningen af det 20. århundrede - radiointerferometri med meget lange baser , laserafstandsmåling og andre metoder - gjorde det muligt yderligere at forbedre nøjagtigheden af astrometriske målinger og jordens figur til millimeter nøjagtighed, hvilket tvang til tage højde for de relativistiske virkninger af afvigelse og forsinkelse af elektromagnetiske signaler i gravitationsfelter, som blev officielt fastsat ved beslutninger fra Den Internationale Astronomiske Union i 2000. Brugen af højpræcisionsteknologi gjorde det muligt at kortlægge Jordens gravitationsfelt, måle gravitationsfeltets effekt på urets hastighed og omsætte de globale satellitnavigationssystemer GPS (Global Positioning System) og GLONASS (GLOBAL ) NAVIGATION Sputnik System). Nye referencekataloger, i forhold til hvilke himmelkoordinater er bestemt, har opnået en nøjagtighed på 0,1 millisekunder bue i radioen og nogle få millisekunder i det optiske område [3] [2] .

Noter

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Zharov, 2006 , 1.1. De vigtigste opgaver løst af sfærisk astronomi..
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Zharov, 2006 , 1.2. Kort historisk overblik.
↑ Zharov, 2006 , 1.1. De vigtigste opgaver løst af sfærisk astronomi.

Litteratur

Robin M. Green. Sfærisk astronomi. — Cambridge University Press, 1985 . — ISBN 0-521-31779-7 .
William M. Smart, redigeret af Robin M. Green. Lærebog om sfærisk astronomi . — Cambridge University Press, 1977 . — ISBN 0-521-29180-1 .
Zharov VE Sfærisk astronomi . - M. , 2006. - 480 s. — (Monografier og lærebøger). - 500 eksemplarer. — ISBN 5-85099-168-9 .

Links

Sfærisk astronomi // Stor sovjetisk encyklopædi : [i 30 bind] / kap. udg. A. M. Prokhorov . - 3. udg. - M . : Sovjetisk encyklopædi, 1969-1978.

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk norsk
I bibliografiske kataloger	NKC : ph163347