Equinox præludium

Optakten til jævndøgn ( lat.  praecessio aequinoctiorum ) er det historiske navn for den gradvise forskydning af forårs- og efterårsjævndøgns punkter (det vil sige skæringspunkterne mellem himmelækvator og ekliptika ) hen over stjernehimlen mod Solens synlige årlige bevægelse. Med andre ord, hvert siderisk år indtræder forårsjævndøgn lidt tidligere end det foregående år, med omkring 20 minutter og 24 sekunder [1] . I vinkelenheder er skiftet nu omkring 50,3" om året, eller 1 grad hvert 71,6 år [2] . Dette skift er periodisk og cirka hver 25.776 .år vender jævndøgn tilbage til deres oprindelige steder.

Optakten til jævndøgn betyder ikke, at årstiderne bevæger sig rundt i kalenderen; Den gregorianske kalender , der bruges i dag , afspejler ikke længden af ​​det sideriske, men tropiske år , hvilket svarer til intervallet fra jævndøgn til jævndøgn. Derfor er effekten af ​​optakten til jævndøgn faktisk inkluderet i den nuværende kalender [3] .

Årsager

Hovedårsagen til jævndøgns præcession er præcession , en periodisk ændring i retningen af ​​jordens akse under indflydelse af månens tiltrækning og også (i mindre grad) solen . Som Newton påpegede i sine " principper ", fører Jordens oblatitet langs rotationsaksen til, at tyngdekraftens tiltrækning af solsystemets kroppe forårsager præcession af jordens akse [4] ; senere viste det sig, at inhomogeniteten af ​​massefordelingstætheden inde i Jorden fører til lignende konsekvenser . Præcessionens størrelse er proportional med massen af ​​det forstyrrende legeme og omvendt proportional med terningen af ​​afstanden til det; jo hurtigere det forudgående legeme roterer, jo lavere er hastigheden af ​​dets præcession [5] .

Som et resultat af præcession beskriver jordens akse en kegle i rummet . Rotationen af ​​jordens akse forskyder også det ækvatoriale system af himmelske koordinater forbundet med Jorden i forhold til fjerne, praktisk talt ubevægelige stjerner i himmelsfæren . På himmelkuglen beskriver aksen omkredsen af ​​den såkaldte lille cirkel af himmelkuglen centreret ved den nordlige ekliptiske pol for den nordlige halvkugle og ved den sydlige ekliptiske pol for den sydlige halvkugle , med en vinkelradius på cirka 23,5 grader [6] . En fuldstændig revolution langs denne cirkel sker med en periode (ifølge moderne data) på cirka 25.800 år . I løbet af året ændres hastigheden af ​​jordens præcession forårsaget af dette himmellegeme - for Solen er den for eksempel maksimal på dagene af solhverv , og på dagene i jævndøgn er den lig nul [7] .

Der er andre grunde til forskydningen af ​​jordens akse, først og fremmest - nutation , periodisk, hurtig i forhold til perioden med præcession, "vrikke af polerne." Nutationsperioden for jordens akse er 18,61 år, og dens gennemsnitlige amplitude er omkring 17" (buesekunder). Samtidig ændrer nutation, i modsætning til præcession, inden for et lille område hældningsvinklen af ​​jordens akse til ekliptisk plan [8] .

Ud over Månen og Solen forårsager andre planeter også det præcessionelle skift (hovedsageligt på grund af et fald i hældningen af ​​ekliptikplanet til ækvator), men den er lille, i mængden af ​​omkring 12 buesekunder pr. er rettet modsat den lunisolære præcession [6] [5] [7] . Der er andre faktorer, der forstyrrer retningen af ​​jordens akse - aperiodisk " vandring af polerne ", ændringer i havstrømme, bevægelsen af ​​atmosfæriske masser, stærke jordskælv, der ændrer formen af ​​geoiden osv., men deres bidrag til forskydningen af ​​jordens akse i forhold til præcession og nutation er ubetydelig [9] .

Lignende fænomener forekommer på andre planeter og deres satellitter. For eksempel, under påvirkning af dens talrige satellitter og Solen , forskydes Jupiters akse med -3,269 buesekunder om året [10] (i begyndelsen af ​​det 20. århundrede blev det antaget, at vinkelhastigheden af ​​Jupiters præcession akse var omkring en halv grad pr. Jupiter-år, eller omkring 50 gange større end nutidsværdien [5] ). Mars akse præcesserer med en vinkelhastighed på -7,6061(35) buesekunder om året [11] . Der er også to typer af måneprecession - orbitalprecession med en periode på 8,85 år og nodeprecession med en periode på 18,6 år .

Konsekvenser

Rotationen af ​​vores planets akse har en række konsekvenser. Retningen af ​​det præcessionelle skift er modsat retningen af ​​Jordens aksiale rotation, så præcession forkorter længden af ​​det tropiske år , målt fra jævndøgn til jævndøgn. Med andre ord bliver det tropiske år 20 minutter kortere end det sideriske år . Da stjernernes længdegrader måles fra jævndøgnspunktet, øges de alle gradvist (med 50,26" årligt) - det er denne effekt, der historisk førte til opdagelsen af ​​dette fænomen [14] .

Under præcessionen ændres udsigten til stjernehimlen observeret på visse breddegrader, efterhånden som visse konstellationers deklinationer ændrer sig, selv årstiden for deres observation kan ændre sig. Nogle stjernebilleder, der nu er synlige på de midterste breddegrader på jordens nordlige halvkugle (for eksempel Orion og Canis Major ), falder gradvist ned under horisonten og vil om nogle få tusinde år næsten være utilgængelige for disse breddegrader, men stjernebillederne Centaurus , Southern Cross og en række andre vil dukke op på den nordlige himmel. Selvfølgelig vil ikke alle stjernebillederne på den sydlige halvkugle være tilgængelige som følge af præcessionen - den moderne "sommer" himmel vil stige over alt, "efterårs" og "forår" himlen vil stige mindre, vinterhimlen, på det modsatte vil falde, da det i øjeblikket er "hævet" så meget som muligt [5] .

Lignende processer vil finde sted på den sydlige halvkugle. Mange stjernebilleder på den nordlige halvkugle, som i øjeblikket ikke er vist på den sydlige halvkugle, vil blive synlige der, og den moderne "vinter" himmel, som er synlig fra den sydlige halvkugle som sommer, vil hæve sig over alt. For eksempel vil stjernebilledet Ursa Major efter 6 tusind år være tilgængeligt for observation fra de midterste breddegrader på den sydlige halvkugle , og for 6 tusinde år siden var Cassiopeia synlig der [5] .

Den himmelske pol falder nu næsten sammen med Nordstjernen . På tidspunktet for opførelsen af ​​de store pyramider i det gamle Egypten (for ca. 4700 år siden), var han nær stjernen Tuban (α Dragon ). Efter 2103 vil polen begynde at bevæge sig væk fra Nordstjernen og i det 5. årtusinde vil den bevæge sig ind i stjernebilledet Cepheus , og efter 12.000 år vil Vega spille rollen som "polstjernen" . Gamle astronomer så forårsjævndøgn i stjernebilledet Vædderen og efterårsjævndøgn i stjernebilledet Vægten , så begge punkter er stadig normalt betegnet med disse stjernebilleders symboler, selvom de er flyttet til henholdsvis stjernebilledet Fiskene og Jomfruen . [6] [14] .

Jordaksens hældningsvinkel i forhold til ekliptikkens pol varierer fra 22,0° til 24,5° med en gennemsnitlig periode på 41.000 år. Ekliptikas plan svinger også inden for omkring 4°, som følge heraf ændrer ækvatorplanet sin hældning i området fra cirka 18° til 28° i forhold til ekliptika i 1850 [15] .

Den påståede indvirkning på Jordens klima af præcession og andre astronomiske faktorer er fortsat et diskutabelt emne [16] ; se artiklen Milankovitch Cycles om dette .

Historisk disposition

På grundlag af nogle indirekte data antages det, at forskellen mellem de sideriske og tropiske år (hvoraf en simpel logisk konsekvens er jævndøgnernes bevægelse på baggrund af stjernerne) først blev fastslået i det 3. århundrede f.Kr. e. Aristarchos af Samos . Forskellen mellem de sideriske og tropiske år beregnet ud fra disse data svarer til en præcessionsrate på 1° pr. 100 år eller 36" pr. år [17] (ifølge moderne data, 1° pr. 71,6 år).

Baseret på observationerne af stjernerne blev forventningen til jævndøgn opdaget af den fremragende antikke græske astronom Hipparchus i det 2. århundrede f.Kr. e. Til hans rådighed var resultaterne af observationer fra den græske astronom fra det tredje århundrede f.Kr. e. Timocharis , hvoraf Hipparchus fandt, at alle stjernernes længdegrader stiger med omkring (ifølge ham) 1 ° hvert 100. år. I det 2. århundrede e.Kr. e. eksistensen af ​​præcession blev bekræftet af Claudius Ptolemæus , og ifølge hans data var præcessionsraten stadig den samme 1° pr. 100 år [18] .

De fleste astronomer fra den før-ptolemæiske periode troede, at alle stjernerne var fikseret på én kugle (fikseretstjernernes kugle), som er universets grænse. Den tilsyneladende daglige rotation af himmelhvælvingen blev anset for at være en afspejling af denne sfæres rotation omkring sin akse - verdens akse. For at forklare præcessionen blev Ptolemæus tvunget til at indføre en anden sfære uden for fiksstjernesfæren (markeret med tallet 1 i figuren til venstre), som roterer med en periode på en dag omkring verdensaksen (NS). En kugle af fiksstjerner 2 er knyttet til den, som roterer med en præcessionsperiode omkring aksen AD, vinkelret på ekliptikkens plan. Rotationen af ​​stjernernes sfære er således en superposition af to rotationer, daglige og præcessionelle. Endelig er en anden kugle 3 indlejret inde i denne kugle, der roterer omkring den samme akse AD, men i modsat retning, hvilket kompenserer for den præcessionelle bevægelse for alle indre kugler (men denne kugle deltager stadig i den daglige rotation) [19] .

I det 5. århundrede e.Kr eksistensen af ​​præcession blev sat spørgsmålstegn ved af den berømte filosof, matematiker og astronom Proclus Diadoch , men dens eksistens blev bekræftet af hans elev Ammonius, søn af Hermias .

Theon of Alexandria , en kommentator om Ptolemæus (4. århundrede), antog, at fiksstjernesfæren oplever periodiske udsving inden for 8°, hvorefter den vender tilbage til sin tidligere position. Dette fænomen blev kaldt frygt. I det 9. århundrede blev denne model støttet af den berømte arabiske astronom Sabit ibn Qurra [20] [21] . Allerede senere viste arabiske astronomer, at præcessionen er ensformig. De mente dog, at præcessionshastigheden ændrer sig periodisk, således at ændringen i stjerners længdegrader kan dekomponeres i to komponenter: en ensartet stigning (præcession i sig selv), hvorpå en periodisk svingning (bøven) er overlejret. Dette synspunkt blev blandt andet delt af Nicolaus Copernicus , og kun Tycho Brahe beviste det fuldstændige fravær af ængstelse [5] . At-Tusi og Brahe estimerede på dette tidspunkt værdien af ​​præcessionen med god nøjagtighed: 51 buesekunder om året [22] .

Copernicus var den første til at forstå, at det ikke var den himmelske ækvator, der skiftede, men jordens akse, og han opnåede en præcessionsrate tæt på moderne koncepter - 1 ° på 72 år. Årsagen til skiftet blev forklaret i detaljer i Newtons elementer , og Newton udpegede separat Månens og Solens bidrag til denne værdi [4] . I Newtons matematiske model var Jorden mentalt opdelt i en sfærisk del og en ringformet ækvatorial fortykkelse ; fra mekanikkens love opdaget af Newton , fulgte det, at månens tiltrækning skaber et ekstra kraftmoment til fortykkelse , hvilket fører til en rotation af jordens akse. Dette kraftmoment er størst, når månen er i sin maksimale afstand fra planet for jordens ækvator. En lignende mekanisme virker fra siden af ​​Solen [6] [5] . Newtons ræsonnement var grundlæggende korrekt, selvom hans matematiske model indeholdt unøjagtigheder, da Jordens tæthed ikke er konstant, og parametrene for den Newtonske model (Månens og Solens masser, deres afstande) var kendt på det tidspunkt med en stor fejl.

I det 18. århundrede ydede to videnskabsmænd et stort bidrag til undersøgelsen af ​​spørgsmålet. James Bradley opdagede nutation, kompilerede tabeller, der gjorde det muligt at tage højde for lysets præcession, nutation og aberration i nøjagtige astronomiske målinger . d'Alembert i sit arbejde " Undersøgelse af jævndøgns præcession " ( Recherches sur la precession des equinoxes , 1749) korrigerede og udviklede Newtons model, gav den første teori om nutation [22] . I det 19. århundrede blev teorien om præcession stort set afsluttet af Friedrich Wilhelm Bessel og Otto Wilhelm Struve [5] .

Den førende amerikanske astronom Simon Newcomb gav i 1896 præcessionsformlen, som også viste ændringshastigheden i dens størrelse [2] :

     Her er T antallet af år siden 1900.

I 1976 raffinerede den 16. kongres for Den Internationale Astronomiske Union i Grenoble Newcombs formel og vedtog år 2000 som den nye base [2] :

     Her er T antallet af år siden 2000.

Se også

Noter

  1. ↑ Mikhailov A. A., 1978 , kapitel "Hvorfor ændres stjernernes deklination?".
  2. ↑ 1 2 3 Mikhailov A. A., 1978 , kapitel "Hvordan måler man præcession?".
  3. ↑ Præcession Arkiveret 17. august 2016 på Wayback Machine .
  4. ↑ 1 2 Eremeeva A. I., Tsitsin F. A., 1989 , s. 183.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 ESBE, 1890-1907 .
  6. ↑ 1 2 3 4 Mikhailov A. A., 1978 , kapitel "Vil polaren altid forblive polar".
  7. ↑ 1 2 Zharov V. E., 2002 , s. 354-355.
  8. ↑ Kononovich, Moroz, 2011 , s. 114-115.
  9. ↑ Kulikov K. A. Jordens polers bevægelse. - Ed. 2. - M. : Publishing House of the Academy of Sciences of the USSR, 1962. - 87 s. — (Populærvidenskabelige serie).
  10. ↑ Le Maistre S., Folkner WM, Jacobson RA, Serra D. Jupiters spin-pol-præcessionshastighed og inertimoment fra Juno radiovidenskabelige observationer // Planetary and Space Science. - 2016. - Bd. 126. - S. 78-92. - doi : 10.1016/j.pss.2016.03.006 . — .
  11. ↑ Kuchynka P. et al. Nye begrænsninger for Mars-rotation bestemt ud fra radiometrisk sporing af Opportunity Mars Exploration Rover // Icarus. - 2014. - Bd. 229. - S. 340-347. - doi : 10.1016/j.icarus.2013.11.015 . — .
  12. ↑ Bakulin P.I. Kursus i generel astronomi. - 4. udg. - M . : "Nauka", 1977. - 544 s.
  13. ↑ J. Vondrak, N. Capitaine, P. Wallace. Nye præcessionsudtryk, gyldige i lange tidsintervaller. . – 2011.
  14. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2011 , s. 115-116.
  15. ↑ A. L. Berger (1976), Skråhed og præcession i de sidste 5.000.000 år. , < http://adsabs.harvard.edu/abs/1976A&A....51..127B > Arkiveret 4. september 2019 på Wayback Machine 
  16. ↑ Milankovitch-cykler . Elementer. Hentet 4. august 2016. Arkiveret fra originalen 30. maj 2012.
  17. ↑ Rawlins D. Fortsat-brøkdekryptering: Ancestry of Ancient Yearlengths & (pre-Hipparchan) Præcession  //  DIO: The International Journal of Scientific History. - 1999. - Bd. 9.1 . - S. 31-38 .
  18. ↑ Eremeeva A.I., Tsitsin F.A., 1989 , s. 88-91.
  19. ↑ Evans J. Den antikke astronomis historie og praksis. — New York: Oxford University Press, 1998.
  20. ↑ Rozhanskaya M. M., 1976 .
  21. ↑ Kurtik G. E., 1986 .
  22. ↑ 1 2 Kolchinsky I. G., Korsun A. A., Rodriguez M. G. Astronomers. Biografisk guide. - Kiev: Naukova Dumka, 1986. - S. 42-43, 83, 249.

Litteratur

Præcessionsteori Historisk forskning

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier