Ekliptyka - Ecliptic

Patrząc z orbity wokół Ziemi , Słońce wydaje się poruszać względem gwiazd stałych , a ekliptyka to roczna ścieżka, jaką podąża Słońce na sferze niebieskiej . Proces ten powtarza się w cyklu trwającym nieco ponad 365 dni .

Ekliptyka jest samolot z orbity Ziemi wokół Słońca Z perspektywy obserwatora na Ziemi, ruch Słońca wokół sfery niebieskiej na przestrzeni roku wytycza ścieżkę wzdłuż ekliptyki na tle gwiazd . Ekliptyka jest ważną płaszczyzną odniesienia i stanowi podstawę ekliptycznego układu współrzędnych .

Pozorny ruch Słońca

Ekliptyka to pozorna droga Słońca w ciągu roku .

Ponieważ Ziemia potrzebuje jednego roku na okrążenie Słońca, pozorna pozycja Słońca zajmuje jeden rok, aby wykonać pełny obwód ekliptyki. Przy nieco ponad 365 dniach w roku, Słońce każdego dnia przesuwa się nieco mniej niż 1° na wschód. Ta niewielka różnica w położeniu Słońca w stosunku do gwiazd powoduje, że każdy konkretny punkt na powierzchni Ziemi dogania Słońce (i stoi bezpośrednio na północ lub południe od) około cztery minuty później każdego dnia, niż miałoby to miejsce, gdyby Ziemia nie krążyła po orbicie; dzień na Ziemi trwa zatem 24 godziny, a nie około 23-godzinny i 56-minutowy dzień syderyczny . Ponownie, jest to uproszczenie, oparte na hipotetycznej Ziemi, która krąży wokół Słońca ze stałą prędkością. Rzeczywista prędkość, z jaką Ziemia krąży wokół Słońca, zmienia się nieznacznie w ciągu roku, więc prędkość, z jaką Słońce wydaje się poruszać wzdłuż ekliptyki, również się zmienia. Na przykład Słońce znajduje się na północ od równika niebieskiego przez około 185 dni każdego roku, a na południe od niego przez około 180 dni. Zmienność prędkości orbitalnej stanowi część równania czasu .

Z powodu ruchu Ziemi wokół środka masy Ziemia-Księżyc , pozorna ścieżka Słońca lekko się chwieje w okresie około jednego miesiąca . Z powodu dalszych perturbacji przez innych planet w Układzie Słonecznym Ziemia-Księżyc środka masy chwieje się nieznacznie wokół średnią pozycję w skomplikowany sposób.

Stosunek do równika niebieskiego

Samolot z ziemi „s orbicie przewidywane we wszystkich kierunkach tworzy płaszczyznę odniesienia znany jako ekliptyki. Tutaj jest pokazany w rzucie na zewnątrz (kolor szary) na sferę niebieską wraz z równikiem Ziemi i osią biegunową (kolor zielony). Płaszczyzna ekliptyki przecina sferę niebieską po wielkim okręgu (czarnym), tym samym okręgu, po którym wydaje się poruszać Słońce, gdy krąży wokół niego Ziemia. Przecięcia ekliptyki i równika na sferze niebieskiej są wiosennej i jesiennej równonocy (red), gdzie słońce wydaje się przekraczać równik niebieski.

Ponieważ oś obrotu Ziemi nie jest prostopadła do płaszczyzny orbity, płaszczyzna równika Ziemi nie jest współpłaszczyznowa z płaszczyzną ekliptyki, ale jest nachylona do niej pod kątem około 23,4°, co jest znane jako nachylenie ekliptyki . Jeśli równik jest rzutowany na zewnątrz do sfery niebieskiej , tworząc równik niebieski , przecina ekliptykę w dwóch punktach znanych jako równonoce . Słońce w swoim pozornym ruchu wzdłuż ekliptyki przecina równik niebieski w tych punktach, jeden z południa na północ, drugi z północy na południe. Przejście z południa na północ znane jest jako równonoc wiosenna , znana również jako pierwszy punkt Barana i węzeł wstępujący ekliptyki na równiku niebieskim. Skrzyżowanie z północy na południe to równonoc jesienna lub węzeł zstępujący .

Orientacja osi Ziemi i równik nie są stałe w przestrzeni, ale obracają się wokół biegunów ekliptyki o okres około 26000 lat, proces znany jako lunisolar precesji , jak to jest spowodowane głównie grawitacyjnego wpływu Księżyca i Słońca na równikowym wybrzuszeniu Ziemi . Podobnie sama ekliptyka nie jest ustalona. Perturbacje grawitacyjne innych ciał Układu Słonecznego powodują znacznie mniejszy ruch płaszczyzny orbity Ziemi, a tym samym ekliptyki, znanej jako precesja planet . Połączone działanie tych dwóch ruchów nazywa się ogólną precesją i zmienia położenie równonocy o około 50 sekund kątowych (około 0,014°) rocznie.

Po raz kolejny jest to uproszczenie. Okresowe ruchy Księżyca i pozorne okresowe ruchy Słońca (a właściwie Ziemi na jego orbicie) powodują krótkotrwałe, okresowe wahania osi Ziemi, a więc i równika niebieskiego, o małej amplitudzie, zwane nutacją . Dodaje to składnik okresowy do położenia równonocy; pozycje równika niebieskiego i równonocy (wiosennej) z w pełni zaktualizowaną precesją i nutacją nazywane są prawdziwym równikiem i równonocą ; pozycje bez nutacji to średni równik i równonoc .

Nachylenie ekliptyki

Nachylenie ekliptyki to termin używany przez astronomów do określania nachylenia równika Ziemi względem ekliptyki lub osi obrotu Ziemi do prostopadłej do ekliptyki. Wynosi około 23,4° i obecnie spada o 0,013 stopnia (47 sekund kątowych) na sto lat z powodu perturbacji planetarnych.

Wartość kątową nachylenia określa się obserwując ruchy Ziemi i innych planet przez wiele lat. Astronomowie tworzą nowe podstawowe efemerydy w miarę poprawy dokładności obserwacji i wzrostu zrozumienia dynamiki , az tych efemeryd wyprowadza się różne wartości astronomiczne, w tym nachylenie.

Nachylenie ekliptyki za 20 000 lat, od Laskara (1986). Należy zauważyć, że w tym czasie nachylenie waha się tylko od 24,2° do 22,5°. Czerwony punkt oznacza rok 2000.

Do 1983 roku nachylenie dla dowolnej daty obliczano na podstawie prac Newcomba , który analizował pozycje planet do około 1895 roku:

ε = 23 ° 27'08.26 "- 46,845" T - 0,0059 " T 2 + 0,00181" T 3

gdzie ε to nachylenie, a T to tropikalny wiek od B1900.0 do danej daty.

Od 1984 roku, seria DE generowanych komputerowo efemeryd z Jet Propulsion Laboratory przejęła rolę fundamentalnych efemeryd Almanachu Astronomicznego . Obliquity na podstawie DE200, który analizował obserwacje z lat 1911-1979, obliczono:

ε = 23 ° 26'21.45 "- 46,815" T - 0,0006 " T 2 + 0,00181" T 3

gdzie dalej T to wieki juliańskie od J2000.0 .

Podstawowe efemerydy JPL są stale aktualizowane. Astronomical Almanach na rok 2010 określa:

ε = 23 ° 26'21.406 "- 46,836769" T - 0,0001831 " T 2 + 0,00200340" T 3 - 0,576 x 10 -6 " T 4 - 4,34 x 10 -8 " T 5

Te wyrażenia dla pochylenia mają na celu wysoką precyzję w stosunkowo krótkim czasie, być może kilku stuleciach. J. Laskar obliczył wyrażenie, aby uporządkować T 10 good do 0,04″ /1000 lat w ciągu 10 000 lat.

Wszystkie te wyrażenia dotyczą średniego nachylenia, to znaczy bez uwzględniania nutacji równika. Prawdziwe lub chwilowe nachylenie obejmuje nutacja.

Płaszczyzna Układu Słonecznego

Płaszczyzna ekliptyki widok z góry.gif Widok z boku płaszczyzny ekliptyki.gif FourPlanetSunset hao z adnotacjami.JPG
Widoki z góry iz boku płaszczyzny ekliptyki, ukazujące planety Merkury , Wenus , Ziemia i Mars . Większość planet krąży wokół Słońca bardzo blisko tej samej płaszczyzny, w której krąży Ziemia, czyli ekliptyki. Cztery planety ustawiły się wzdłuż ekliptyki w lipcu 2010 roku, ilustrując, w jaki sposób planety krążą wokół Słońca w prawie tej samej płaszczyźnie. Zdjęcie zrobione o zachodzie słońca, patrząc na zachód nad Surakarta, Jawa, Indonezja.

Większość głównych ciał Układu Słonecznego krąży wokół Słońca prawie w tej samej płaszczyźnie. Jest to prawdopodobnie spowodowane sposobem, w jaki Układ Słoneczny uformował się z dysku protoplanetarnego . Prawdopodobnie najbliższa aktualna reprezentacja dysku jest znana jako niezmienna płaszczyzna Układu Słonecznego . Orbita Ziemi, a co za tym idzie ekliptyka, jest nachylona nieco więcej niż 1° do płaszczyzny niezmiennej, orbita Jowisza znajduje się w odległości nieco ponad 12 ° od niej, a wszystkie inne główne planety znajdują się w odległości około 6°. Z tego powodu większość ciał Układu Słonecznego wydaje się znajdować na niebie bardzo blisko ekliptyki.

Niezmienna płaszczyzna jest zdefiniowana przez moment pędu całego Układu Słonecznego, zasadniczo sumę wektorów wszystkich orbitalnych i obrotowych momentów kątowych wszystkich ciał układu; ponad 60% całości pochodzi z orbity Jowisza. Ta suma wymaga dokładnej wiedzy o każdym obiekcie w systemie, co czyni ją nieco niepewną wartością. Ze względu na niepewność dotyczącą dokładnego położenia niezmiennej płaszczyzny oraz ponieważ ekliptyka jest dobrze zdefiniowana przez pozorny ruch Słońca, ekliptyka jest używana jako płaszczyzna odniesienia Układu Słonecznego zarówno dla precyzji, jak i wygody. Jedyną wadą używania ekliptyki zamiast niezmiennej płaszczyzny jest to, że w geologicznych skalach czasowych będzie ona poruszać się w stosunku do stałych punktów odniesienia na odległym tle nieba.

Niebiańska płaszczyzna odniesienia

Pozorny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki (czerwony) widoczny po wewnętrznej stronie sfery niebieskiej . Współrzędne ekliptyki są wyświetlane w kolorze (czerwonym). Równik niebieski (niebieski) i współrzędne równikowe (niebieski), jest nachylona do ekliptyki, wydaje się chwiać jako zaliczki Sun.

Ekliptyka tworzy jedną z dwóch podstawowych płaszczyzn używanych jako odniesienie dla pozycji na sferze niebieskiej, drugą jest równik niebieski . Bieguny ekliptyki są prostopadłe do ekliptyki , przy czym północny biegun jest biegunem na północ od równika. Spośród dwóch podstawowych płaszczyzn, ekliptyka jest bliższa nieruchomemu ruchowi na tle gwiazd, a jej ruch spowodowany precesją planetarną wynosi w przybliżeniu 1/100 ruchu równika niebieskiego.

Współrzędne sferyczne , znane jako długość i szerokość geograficzna ekliptyki lub długość i szerokość geograficzna nieba, służą do określania pozycji ciał na sferze niebieskiej względem ekliptyki. Długość geograficzna jest mierzona dodatnio na wschód od 0° do 360° wzdłuż ekliptyki od równonocy wiosennej, w tym samym kierunku, w którym wydaje się poruszać Słońce. Szerokość geograficzna jest mierzona prostopadle do ekliptyki, do +90° na północ lub -90° na południe do biegunów ekliptyki, przy czym sama ekliptyka to 0° szerokości geograficznej. Aby uzyskać pełną pozycję sferyczną, niezbędny jest również parametr odległości. Dla różnych obiektów używane są różne jednostki odległości. W Systemie Słonecznym, jednostek astronomicznych są używane, a dla obiektów w pobliżu Ziemi , Ziemia promienie lub km służą. Od czasu do czasu używany jest również odpowiedni prawoskrętny prostokątny układ współrzędnych ; x -osiowy skierowany ku wiosenne równonoc The Y -osiowy 90 ° na wschód, i z -osiowy kierunku bieguna północnego ekliptycznej; jednostka astronomiczna to jednostka miary. Symbole współrzędnych ekliptycznych są nieco znormalizowane; zobacz tabelę.

Podsumowanie notacji dla współrzędnych ekliptycznych
Kulisty Prostokątny
Długość geograficzna Szerokość Dystans
Geocentryczny λ β Δ
Heliocentryczny ja b r x , y , z

Współrzędne ekliptyki są wygodne do określania pozycji obiektów Układu Słonecznego, ponieważ większość orbit planet ma niewielkie nachylenie do ekliptyki i dlatego na niebie zawsze pojawia się stosunkowo blisko niej. Ponieważ orbita Ziemi, a co za tym idzie ekliptyka, porusza się bardzo mało, jest to względnie stałe odniesienie względem gwiazd.

Nachylenie ekliptyki ponad 200 000 lat, od Dziobka (1892). To jest nachylenie do ekliptyki 101 800 n.e. Zauważ, że ekliptyka obraca się w tym czasie tylko o około 7°, podczas gdy równik niebieski wykonuje kilka pełnych cykli wokół ekliptyki. Ekliptyka jest stosunkowo stabilnym odniesieniem w porównaniu z równikiem niebieskim.

Ze względu na precesyjny ruch równonocy , współrzędne ekliptyki obiektów na sferze niebieskiej ulegają ciągłym zmianom. Określenie pozycji we współrzędnych ekliptycznych wymaga określenia określonej równonocy, czyli równonocy określonej daty, zwanej epoką ; współrzędne odnoszą się do kierunku równonocy w tym dniu. Na przykład, Astronomical Almanac podaje heliocentryczne położenie Marsa w 0 godzinie czasu ziemskiego , 4 stycznia 2010 jako: długość 118°09′15.8″, szerokość +1°43′16.7″, rzeczywista odległość heliocentryczna 1.6302454 AU, średnia równonoc i ekliptyka Data. Określa to średnią równonoc z dnia 4 stycznia 2010 r. 0h TT jak wyżej , bez dodatku nutacji.

Zaćmienia

Ponieważ orbita Księżyca jest nachylona tylko około 5,145° do ekliptyki, a Słońce zawsze znajduje się bardzo blisko ekliptyki, zaćmienia zawsze występują na niej lub w jej pobliżu. Ze względu na nachylenie orbity Księżyca zaćmienia nie występują przy każdej koniunkcji i opozycji Słońca i Księżyca, ale tylko wtedy, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu węzła wstępującego lub zstępującego, a jednocześnie znajduje się w koniunkcji ( nowej ) lub opozycji ( pełny ). Ekliptyka została tak nazwana, ponieważ starożytni zauważyli, że zaćmienia występują tylko wtedy, gdy Księżyc ją przecina.

Równonoce i przesilenia

Pozycje równonocy i przesileń
  ekliptyka równikowy
długość geograficzna rektascensja
Równonoc marcowa 0h
przesilenie czerwcowe 90° 6h
Równonoc wrześniowa 180° 12h
Przesilenie grudniowe 270° 18h

Dokładne momenty równonocy i przesileń to czasy, w których pozorna długość ekliptyczna Słońca (w tym skutki aberracji i nutacji ) Słońca wynosi 0°, 90°, 180° i 270°. Ze względu na perturbacje z orbity Ziemi i anomalii kalendarza , terminy te nie są stałe.

W konstelacjach

Równokątny wykres deklinacji vs rektascensji współczesnych gwiazdozbiorów z linią przerywaną oznaczającą ekliptykę. Konstelacje są oznaczone kolorami według rodziny i roku założenia. (Widok szczegółowy)

Ekliptyka przechodzi obecnie przez następujące konstelacje :

Astrologia

Ekliptyka tworzy centrum zodiaku , pas niebieski o szerokości około 20° szerokości geograficznej, przez który zawsze zdają się poruszać Słońce, Księżyc i planety. Tradycyjnie region ten podzielony jest na 12 znaków o długości 30°, z których każdy przybliża ruch Słońca w ciągu jednego miesiąca. W czasach starożytnych znaki odpowiadały mniej więcej 12 konstelacji, które znajdują się na ekliptyce. Te znaki są czasami nadal używane we współczesnej terminologii. „ Pierwszy Punkt Barana ” został nazwany, gdy Słońce równonocy marcowej faktycznie znajdowało się w konstelacji Barana ; od tego czasu przeniósł się do Ryb z powodu precesji równonocy .

Zobacz też

Uwagi i referencje

Zewnętrzne linki