Sfärisk astronomi

Sfärisk astronomi eller positionsastronomi  är en gren av astronomi som studerar hur man bestämmer positionen för objekt på himlaklotet när de observeras från jorden vid en viss tidpunkt och på en viss plats. Sfärisk astronomi använder matematiska metoder för sfärisk geometri och astrometriska mätningar, och är nära relaterad till problemet med minskning av observationer.

Detta är den äldsta grenen av astronomi. Den första kunskapen relaterade till det går tillbaka till den antika världen . Observationen av himlakroppar har varit och förblir viktig för många religioner och astrologi , såväl som för tidsmätning och navigering . Sfärisk astronomi löser delvis problemet, det omvända problemet med astrometri: den låter dig förutsäga himlakropparnas position på ett visst datum på en viss plats, till exempel genom att beräkna efemerider baserat på modeller av solsystemets rörelse.

Ämnet och innehållet i sfärisk astronomi

Medan astrometri i praktiken implementerar mätningar av astronomiska objekts positioner och relativa rörelser, handlar sfärisk astronomi, som en mer teoretisk disciplin, nära relaterad till matematik , med etableringen av himmelska koordinatsystem och tidsreferenssystem, såväl som övergångar mellan dem. Faktum är att huvuduppgiften för sfärisk astronomi är minskningen av observationer, det vill säga beräkningen av himlakropparnas koordinater och hastigheter i ett visst koordinatsystem vid en given tidpunkt, baserat på deras observationer [1] .

Grundkonceptet för sfärisk astronomi är den himmelska sfären , det vill säga en imaginär sfär med godtycklig radie centrerad på observatören, på vilken de synliga positionerna för astronomiska objekt projiceras och på vilken himmelska koordinatsystem introduceras, varav de mest använda är: horisontella, två ekvatoriala, ekliptiska och galaktiska. Övergångar mellan dem utförs enligt formlerna för sfärisk trigonometri [1] .

Under observationer påverkas de synliga koordinaterna för himlakroppar på himmelssfären, förutom den rätta rörelsen av kroppar i rymden , av flera faktorer: precession , nutation , refraktion , aberration och parallaktisk förskjutning . De två första orsakerna leder till globala förskjutningar av himmelska koordinatsystem, och de tre sista orsakerna, kända inom klassisk fysik , såväl som avböjningen av ljus av gravitationsfältet , förutspått av relativistisk fysik (och brytning av solvindsplasma , avgörande för radiovågor), leder till små kvasi-periodiska förändringar i de synliga koordinaterna över tiden, vars eliminering (reduktion) leder kropparnas koordinater till ett topocentriskt koordinatsystem som är associerat med observatören vid observationstillfället och axlarnas riktning varav ges av observatörens position på jordens yta [1] .

Nästa steg är reduktionen till jordens koordinatsystem, kopplat till jorden som helhet, och från det, genom att ta hänsyn till precession och nutation, till tröghetskoordinatsystemet, för vilket det är nödvändigt att känna till parametrarna för jordens figur och rotation. I detta smälter sfärisk astronomi samman med geodesi , kartografi och gravimetri . Dessutom reduceras observationstiden också till tröghetssystemet, vilket kräver kunskap om parametrarna för jordens rörelse i solsystemet och med hänsyn till korrigeringarna av den allmänna relativitetsteorin [1] .

Elements

De grundläggande elementen i sfärisk astronomi är koordinatsystem och tid. För att indikera himlakropparnas position används det ekvatoriala koordinatsystemet , baserat på projektionen av jordens ekvator på himmelssfären. Ett objekts position bestäms av dess högra uppstigning (α) och deklination (δ). Baserat på dessa data, latitud och lokal tid kan du bestämma objektets position i det horisontella koordinatsystemet , nämligen dess höjd och azimut [1] .

Koordinaterna för objekt på stjärnhimlen, såsom stjärnor och galaxer, skrivs in i kataloger , som anger objektets position vid en specifik tidpunkt, vanligtvis ett år, som kallas katalogens epok . Det är referenskatalogerna , tillsammans med procedurerna för att mäta och reducera observationer, som implementerar himmelska koordinatsystem i praktiken. Men det kombinerade inflytandet av precession , nutation och korrekta rörelser hos himlakroppar leder till det faktum att deras koordinater förändras något med tiden. Inverkan av sådana förändringar i jordens rörelse kompenseras av den periodiska publiceringen av nya upplagor av katalogerna [1] .

För att bestämma solens och planeternas positioner används astronomiska efemerider (en värdetabell som låter dig bestämma himlakropparnas position vid en viss tidpunkt, beräknad med himlamekanikens metoder ) [ 1] .

Tillämpningar av sfärisk astronomi

Sfärisk astronomi är grunden för astronomi i allmänhet och har många tillämpningar. Inom grundläggande astronomi, som ett resultat av bearbetning av reducerade astrometriska observationer, bestäms parametrarna för himmelska koordinatsystem och tidsskalor, liksom reduktionsparametrarna förfinas och system med astronomiska konstanter sammanställs. Inom tillämpad astronomi används sfärisk astronomi rutinmässigt i processen att lösa navigeringsproblem , det vill säga att bestämma observatörens koordinater, både på jorden och i rymden [1] .

Historik

Astronomi föddes ur behovet av att bestämma ögonblicken för vissa händelser, både ekonomisk och religiös betydelse. Inrättandet av en kalender krävdes för jordbruket, och därför bestämde redan de gamla invånarna i Mesopotamien och Egypten längden på året ganska exakt och lärde sig också hur man förutsäger dem från långa kedjor av sol- och månförmörkelser . De forntida babyloniernas hexadecimala talsystem används fortfarande vid räkning av tid [2] .

Ytterligare framsteg är förknippade med uppblomstringen av filosofi och matematik i antikens Grekland. Den första antika grekiske astronomen Thales av Miletus (slutet av 7:e-första hälften av 600-talet f.Kr.) - en av de " sju vise männen ", enligt legenden satte tidpunkten för dagjämningarna och solstånden, bestämde längden på året kl. 365 dagar och insåg att månen inte lyser själv osv. Samtidigt ansåg han att jorden var en platt skiva, och förstod inte orsakerna till förmörkelser [2] .

Förmörkelser kunde korrekt förklara Anaxagoras från Klazomen (cirka 500-cirka 428 f.Kr.), och hypotesen om jordens sfäricitet formulerades av pytagoreerna , de äger också modellen av de himmelska sfärerna, från vilken detta koncept har stannat kvar i modern astronomi. Under andra hälften av 400-talet f.Kr. e. De atenska astronomerna Meton och Euctemon , genom att observera dagjämningarna och solstånden, fastställde varaktigheten av det tropiska året till inom en halvtimme och fann årstidernas ojämlikhet, det vill säga solens ojämna rörelse längs ekliptikan [2] .

Utvecklingen av de första rigorösa matematiska teorierna om astronomi tillhör Eudoxus från Cnidus (cirka 400-355 f.Kr.). Med utgångspunkt från en sfär och en cirkel som idealfigurer, kom han på ett system för att sönderdela solens och planeternas skenbara rörelser till enhetliga rotationer av sfärer, dra andra sfärer med sig, till den sista av vilka en himlakropp är fäst vid ekvatorn. I hans modell fanns det 27 sådana sfärer, i Calippus  - 34, och Aristoteles (384-322 f.Kr.), tack vare vars auktoritet denna modell blev dominerande, anses redan 56 sfärer [2] .

Heraclides av Pontus föreslog att den skenbara rotationen av fixstjärnornas yttersta sfär faktiskt orsakas av jordens rotation, och att förändringarna i ljusstyrkan hos Merkurius och Venus, som var ett problem i Eudoxus-schemat, orsakas av deras revolutionen runt solen, och inte jorden som centrum. Aristarchus från Samos (310-230 f.Kr.) visade, baserat på observationer, att solen är mycket längre än månen, och utvecklade utifrån denna den första heliocentriska modellen, som också förklarade frånvaron av synlig parallax hos stjärnor med deras mycket stora avstånd från jorden [2] .

Astronomer-observatörerna Aristillus och Timocharis (3:e århundradet f.Kr.) var pionjärer när det gäller att bestämma stjärnornas positioner och sammanställde den första stjärnkatalogen i ekvatorialsystemet, och hittade de rätta uppstigningarna och deklinationerna av stjärnor. Eratosthenes från Cyrene (276-194 f.Kr.) bestämde jordens radie med en noggrannhet på upp till 50 km och ekliptikans lutning mot ekvatorn med en noggrannhet på upp till 8 bågsekunder [2] .

Hipparchus (ca 180-125 f.Kr.) systematiserade och generaliserade alla föregångare. Efter att ha gjort sina egna mätningar av stjärnornas positioner och sammanställt en katalog fann han förändringar i longituder i förhållande till uppgifterna från Aristillus och Timorakhis och kom till slutsatsen att det fanns en precession , det vill säga rörelsen av dagjämningarna längs med ekliptika, vilket gjorde att han kunde klargöra årets längd. Dessutom, för att beskriva solens rörelse längs ekliptikan, introducerade han ett system av epicykler och excentriker och härledde den "första ojämlikheten", skillnaden i positionen för mitten av den sanna och genomsnittliga solen, som nu kallas " tidsekvation " [2] .

Vidare följde en paus i utvecklingen av astronomi, som slutade i slutet av 1:a århundradet e.Kr. e. verk om sfärisk trigonometri av den grekiske astronomen Menelaos av Alexandria , vars resultat sedan användes av Ptolemaios (cirka 100-165 år), vars 13 böcker av Almagest blev den huvudsakliga källan till astronomisk kunskap under de kommande femtonhundra åren i hela Eurasien . Ptolemaios stjärnkatalog uppdaterades sedan upprepade gånger: al-Battani (880), al-Sufi (964), Alphonse Tables (1252), Ulugbek (1437), vilket gjorde det möjligt att klargöra precessionskonstanten och ekliptikans lutning mot enheter minutbågar [2] .

Den heliocentriska teorin om Copernicus , publicerad 1543, var nästa stora steg, vars betydelse insågs först senare, efter Tycho Brahes (1546-1601) arbete, som uppnådde den mest kända noggrannheten i observationer av stjärnor och planeter med blotta ögat och sammanställde en ny katalog med 777 stjärnor med exakta positioner i en halv bågminuter. Hans observationer av Mars gjorde det möjligt för Kepler att härleda lagarna för planetarisk rörelse , vilket slutligen bekräftade det heliocentriska systemets prioritet [2] .

John Napier (1550–1617), uppfinnare av logaritmer , utvecklade också problem för att lösa sfäriska trianglar och hittade Napiers analogier . Den snabba utvecklingen av navigationen gjorde uppgiften att exakt bestämma tiden brådskande, för vilken Huygens först uppfann pendel (1656) och sedan vårklockor (1675). I observatorier kunde sådana klockor användas för att lagra tid, men att bestämma longitud på öppet hav var fortfarande ett svårt problem - klockans noggrannhet i förhållande till fartygsrörelse och temperaturförändringar var helt otillräcklig. Beräknade tabeller över Månens rörelse och stjärnkataloger fungerade som ett palliativ, på grundval av vilken longitud kunde bestämmas, till exempel gav Euler- tabeller en noggrannhet på ungefär en grad. En relativt stabil vårklocka - en kronometer  - uppfanns 1735 av John Harrison , men först 1761 förbättrade hans son William den så mycket att han när han reste till Jamaica uppnådde en noggrannhet på 1/3 grads longitudmätningar [2] .

I slutet av 1700-talet tillverkades redan tiotusentals mekaniska klockor, deras mekanismer förbättrades snabbt och deras noggrannhet ökade. Globaliseringen av handeln och människors rörlighet krävde införandet av en gemensam tid, och 1884 vid en internationell konferens i Washington antogs standardtid , vars utgångspunkt var Greenwich Time  - medelsoltiden vid den valda nollmeridianen , Greenwich meridianen . På samma ställe bestämdes datumlinjen [2] .

Uppfinningen av teleskopet på 1600-talet av Galileo och dess förbättring av Newton ledde till snabba framsteg i noggrannheten av astronomiska observationer. År 1725 härledde den engelske astronomen kungliga James Bradley från observationer av ljusaberration , som visar sig i form av en periodisk förändring av stjärnornas skenbara positioner på grund av en förändring i riktningen och storleken på jordens hastighet i förhållande till dem. År 1837 lyckades Friedrich Bessel för första gången också mäta en stjärnas årliga parallax - stjärnans 61 Cygnus relativa förskjutning i förhållande till de närmaste på grund av en förändring av observatörens position tillsammans med jorden i rymden [2] .

Utvecklingen av teorin om månens och solsystemets rörelse, baserad på Newtons lag om universell gravitation, tog hela 1700- och 1800-talen; Euler , Clairaut , d'Alembert , Lagrange och Laplace var engagerade i detta . Metodernas noggrannhet och kraft har stadigt förbättrats sedan Newton, som kvalitativt förklarade jordens oblatitet på grund av centrifugalkraften, och påpekade att månens, solens och planeternas gravitationsinflytande på den ekvatoriala puckeln skulle orsaka precessionen. En kvantitativ teori om detta fenomen gavs 1749 av d'Alembert , som också förklarade nutation , upptäckt av Bradley 1745, med denna effekt. Laplace förfinade denna teori genom att ta hänsyn till haven och atmosfären, såväl som tidvattnet, han introducerade också begreppet potential , som senare blev grundläggande i fysiken, och lade fram ett antagande om polernas rörelse och den ojämna rotationen av jorden. Clairaut behandlade frågan om jordens figur och hittade hur man bestämmer dess kompression från gravimetriska mätningar [2] .

Framsteg i observationernas noggrannhet mot slutet av 1800-talet gjorde det möjligt att upptäcka polernas rörelse, vars svängning med en period av cirka 1,2 år hittades av Seth Chandler 1891 och bär hans namn. I slutet av 1800-talet var teorin om rotation av en absolut solid jord färdig, och Oppolzer fick formler som beskrev precession och nutation. Men Simon Newcomb , som introducerade det moderna systemet med precessionsparametrar, lade fram idén 1892 att Chandler-wobblet orsakas av påverkan av jordens elasticitet på de fria Euler-svängningarna av den fasta jordens pol. Således visade det sig att polens rörelse inte kan erhållas teoretiskt utan noggrann kunskap om jordens struktur, vilket tvingar oss att bestämma denna rörelse genom regelbundna mätningar. För detta ändamål skapades International Latitude Service 1898 , vars funktioner sedan överfördes till International Earth Rotation Service [2] .

Observationer av månen och solen, inklusive forntida sådana, jämfört med de exakta teorierna om solsystemets rörelse i slutet av 1800- och början av 1900-talet, utvecklade av Newcomb, Brown och de Sitter , ledde till upptäckten av en sekulär retardation av jordens rotation . Newcombs teori om solens rörelse var så exakt att den blev grunden för skapandet av den första dynamiska tidsskalan - den efemeriska tidsskalan och definitionen av den andra tidsskalan . Först i mitten av 1900-talet blev noggrannheten hos klockor - atomfrekvensstandarder  - bättre än för efemerisk tid, och övergången till atomskalan gjorde det möjligt att direkt mäta ojämnheten i jordens rotation [2] .

Den nya utvecklingen av observationsteknik i slutet av 1900-talet - radiointerferometri med mycket långa baser , laseravståndsmätningar och andra metoder - gjorde det möjligt att ytterligare förbättra noggrannheten i astrometriska mätningar och jordens figur till millimeternoggrannhet, vilket tvingade till ta hänsyn till de relativistiska effekterna av avvikelse och fördröjning av elektromagnetiska signaler i gravitationsfält, som officiellt fastställdes av Internationella astronomiska unionens beslut 2000. Användningen av högprecisionsteknologi gjorde det möjligt att kartlägga jordens gravitationsfält, mäta gravitationsfältets effekt på klockans hastighet och omsätta de globala satellitnavigeringssystemen GPS (Global Positioning System) och GLONASS (GLOBAL) NAVIGATION Sputnik System). Nya referenskataloger, i förhållande till vilka himmelska koordinater bestäms, har uppnått en noggrannhet på 0,1 millisekunders båge i radion och några millisekunder i det optiska området [3] [2] .

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Zharov, 2006 , 1.1. Huvuduppgifterna lösta av sfärisk astronomi..
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Zharov, 2006 , 1.2. Kort historisk översikt.
  3. ↑ Zharov, 2006 , 1.1. Huvuduppgifterna lösta av sfärisk astronomi.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger