В очень древние времена люди не имели правильного представления о форме и
размерах нашей планеты и о том, какое место она занимает в пространстве.
Теперь мы знаем, что физическая поверхность Земли, представляющая сочетание
суши и водных пространств, в геометрическом отношении имеет весьма сложную
форму; ее нельзя представить ни одной из известных и математически
изученных геометрических фигур. На поверхности Земли моря и океаны занимают
около 71% , а суша - около 29%; самые же высокие горы и самые большие
глубины океанов по сравнению с размерами всей земли ничтожно малы. Так,
например, на глобусе диаметром 60 см гора Эверест высотой приблизительно
8840 м изобразиться всего лишь крупинкой в 0,25 мм. Поэтому за общую -
теоретическую - форму Земли принимают тело, ограниченное поверхностью
океанов, находящейся в спокойном состоянии мысленно продолженной под всеми
материками. Эта поверхность называется геоидом (гео - по-гречески «земля»).
В первом же приближении фигуру Земли считают эллипсоидом вращения
(сфероидом) - поверхностью, образованной в результате вращения эллипса
вокруг своей оси.
Размеры земного сфероида определялись неоднократно ,но наиболее
фундаментальные из них были установлены в 1940г. советскими учеными Ф.Н.
Красовским и А.А. Изотовым. В 1964г. решением Международного
астрономического союза (МАС) для земного сфероида принято большая полуось,
перпендикулярная малой оси и лежащая в плоскости земного экватора
а=6378,16км, малая ось земного сфероида, совпадающая с осью вращения Земли
в=6356,78км . Вращение Земли вокруг своей оси можно доказать разными
способами.
В древние времена люди полагали, что Солнце, перемещаясь относительно
звезд, обходит нашу планету по кругу в течение одного года, Земля же будто
бы неподвижна и находится в центре Вселенной. Такая система получила
название геоцентрической. Новый этап в развитии астрономии начинается с
опубликования в 1543г. книги Н. Коперника «О вращении небесных тел», в
которой изложена гелиоцентрическая (Гелиос- «солнце») система мира,
отражающая действительное строение Солнечной системы. Согласно теории Н.
Коперника центром мира является Солнце, вокруг которого движутся
шарообразная Земля и все подобные ей планеты и притом в одном направлении,
вращаясь каждая относительно одного из своих диаметров, и что только Луна
вращается вокруг Земли, являясь его постоянным спутником, и вместе с
последней движется вокруг Солнца, при этом примерно в одной и той же
плоскости.
Для определения положения тех или иных светил на небесной сфере необходимо
иметь «опорные» точки и линии. И здесь прежде всего используется отвесная
линия, направление которой совпадает с направлением силы тяжести.
Продолженная вверх и вниз эта линия пересекает небесную сферу в точках Z и
Z’, называемых соответственно зенитом и надиром.
Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна линии
ZZ’, называется математическим или истинным горизонтом. Диаметр РР’,
вокруг которого вращается в своем видимом движении небесная сфера (это ее
вращение является отражением вращения Земли), и называется осью мира: она
пересекает поверхность небесной сферы в двух точках - северном Р и южном Р’
полюсах мира. Большой круг небесной сферы QLQ’F, плоскость которого
перпендикулярна оси мира РР’, является небесным экватором; он делит
небесную сферу на северное и южное полушария. Вращающаяся вокруг своей
оси Земля движется вокруг Солнца по пути, лежащему в плоскости земной
орбиты VLWF. Ее историческое название - плоскости эклиптики. По эклиптике
происходит видимое годичное движение Солнца. К плоскости небесного экватора
эклиптика наклонена под углом 23^27’~23,5^; она пересекает его в двух
точках: в точке весеннего и точке осеннего равноденствий. В этих точках
Солнце в своем видимом движении переходит соответственно из южного
небесного полушария в северное ( 20 и 21 марта) и из северного полушария в
южное (22 или 23 сентября).
Только в эти дни равноденствий (два раза в году) лучи Солнца падают на
Землю под прямым углом к оси ее вращения и поэтому только два раза в году
день и ночь длятся 12 часов (равноденствие), а все остальное время года или
день короче ночи или наоборот. Причиной этого является то, что ось вращения
Земли не перпендикулярна плоскости эклиптики, а наклонена к ней под
углом 66,5^.
Движение Луны вокруг Земли по ряду причин является весьма сложным. Если
Землю принять за центр, то орбиту Луны в первом приближении можно считать
эллипсом . Когда Луна находится в наибольшей близости к Земле в перигее, ее
расстояние от поверхности Земли составляет 356 400км, в апогее это
расстояние увеличивается до 406 700км. Среднее же ее расстояние от Земли
равно 384 000км. Плоскость орбиты Луны наклонена под углом 5^09’; точки
пересечения орбиты с эклиптикой называют узлами, а прямая, их соединяющая,
- линией узлов. Линия узлов перемещается навстречу движению Луны, совершая
полный оборот за 6793 суток, что составляет около 18,6 лет.
Промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через
один и тот же узел называется драконическим месяцем; его продолжительность
равна 27,21 средних солнечных суток. Поскольку линия узлов не остается на
месте, Луна по истечении месяца не возвращается точно к своему
первоначальному положению на орбите и каждое следующее обращение ее
происходит по несколько иному пути. По отношению к звездам полный оборот
Луна совершает за 27,32 средних солнечных суток. Этот промежуток времени
называется сидерическим /звездным/ месяцем; по происшествии этого месяца
Луна возвращается к одной и той же звезде. Обращаясь вокруг Земли, Луна
занимает различные положения относительно Солнца, и поскольку она
представляет собой темное тело и свети лишь благодаря отражаемым ею
солнечным лучам, то при разных положениях Луны относительно Солнца мы видим
ее в разных фазах: новолуние, полнолуние, первая четверть и последняя
четверть. Период времени от новолуния до новолуния называют синодическим
месяцем - около 29,5 солнечных суток. Периодическую смену фаз Луны люди и
использовали как вторую меру времени (после суток - периода оборота Земли
вокруг своей оси), а именно месяц.
В своем видимом суточном движении по небесной сфере любое небесное тело
оказывается в высшей или низшей точке своего пути. Эти моменты называются
кульминациями - соответственно верхней и нижней (про небесное тело говорят,
что оно кульминирует). В момент кульминации светило пересекает небесный
меридиан - большой круг небесной сферы ZPVQZ’P’WQ’, плоскость которого
проходит через ось мира РР’ и отвесную линию.
Луна в течение месяца кульминирует в разные часы. В новолуние это
происходит в 12 часов, в первой четверти - около 18 часов, в полнолуние - в
0 часов, а в последней четверти - в 6 часов.
Для измерения малых и больших промежутков времени пользуются естественными
единицами времени, которые связаны с основными астрономическими явлениями.
Малые промежутки времени - сутки, час, минута, секунда - связаны с
вращением Земли вокруг Солнца. В основе счета больших промежутков времени
лежит тропический год - промежуток времени между двумя последовательными
прохождениями центра диска Солнца через точку весеннего равноденствия. Из
астрономических наблюдений установлено, что тропический год равняется 365
дням 5 часам 48 минутам 46 секундам. Продолжительность его не остается
постоянной, но ее изменение весьма незначительно: за несколько тысячелетий
всего лишь на единицы секунд.
Непостоянна и скорость движения Земли по орбите. Одну половину своего пути,
с 21 марта по 23 сентября ( летнее «полугодие»), Земля проходит за 186, а
вторую, с 23 сентября по 21 марта ( зимнее «полугодие»), за 179 дней.
Повторяющееся ежегодно движение нашей планеты вокруг Солнца называется
годичным движением Земли; его следствием и является смена времен года.
При решении астрономических задач пользуются звездными сутками - это
промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями на
одном и том же географическом меридиане одной и той же звезды или точки
весеннего равноденствия. Звездные сутки делятся на 24 звездных часа, каждый
час - на 60 звездных минут, а каждая минута - на 60 звездных секунд. Из
звездных суток складывается звездный год. Тропический год короче звездного
- истинного периода обращения Земли вокруг Солнца - на 1224 секунды, или на
20,4 минуты. За начало звездных суток для точек каждого меридиана принимают
момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия. Для измерения
звездного времени пользуются звездными часами, находящимися в
астрономических обсерваториях и отрегулированных так, что они ежесуточно
уходят вперед против обыкновенных часов на 3 минуты 56 секунд. Промежуток
времени между двумя последовательными одноименными (верхними или нижними)
кульминациями центра солнечного диска называется истинными солнечными
сутками. В практической жизни (в науке, технике и производстве) за основную
единицу измерения времени принимают средние солнечные сутки.
До 1956г. значение секунды принималось равным 1: 86 400 части средних
солнечных суток, определяемых по вращению Земли вокруг своей оси. Для более
точного определения секунды в 1960г. ХI Генеральная конференция по мерам и
весам утвердила рекомендованную IX конгрессом МАС в 1955г. ее значение как
1 : 315 569 25,9747 часть тропического года, каким он был на начало 1900г.
Такая секунда была названа эфемероидной ; она определяется с погрешностью
до[pic]. За начало средних солнечных суток принимают момент нижней
кульминации среднего солнца. Такой счет времени называют гражданским
временем. Часы, которыми мы пользуемся, отрегулированы не по истинному, а
по солнечному времени.
Разница между истинным и средним солнечным временем - уравнение времени.
Среднее солнечное время имеет свое собственное значение для каждого
меридиана на Земле и поэтому его еще называют местным средним временем.
В соответствии с международным соглашением (Рим, 1883г.) за начальный
меридиан для счета географических долгот на нашей планете принят
Гринвичский меридиан с долготой, раной 0 ^00’00’’,а местное гринвичское
время, отсчитываемое от полуночи, условились называть всемирным или мировым
временем.
Наличие в различных пунктах, лежащих на разных меридианах, своего местного
Страницы: 1, 2, 3
