Equinox Prelude

Dagjämningsupptakten ( lat.  praecessio aequinoctiorum ) är det historiska namnet på den gradvisa förskjutningen av vår- och höstdagjämningarnas punkter (det vill säga skärningspunkterna mellan himmelsekvatorn och ekliptikan ) över stjärnhimlen mot stjärnhimlen. synliga årliga rörelser av solen. Med andra ord, varje sideriskt år inträffar vårdagjämningen lite tidigare än föregående år, med cirka 20 minuter och 24 sekunder [1] . I vinkelenheter är skiftet nu cirka 50,3" per år, eller 1 grad vart 71,6 år [2] . Detta skifte är periodiskt, och ungefär vart 25 776 år återgår dagjämningarna till sina ursprungliga positioner.

Dagjämningarnas förspel betyder inte att årstiderna rör sig runt kalendern; Den gregorianska kalendern som används idag återspeglar inte längden på det sideriska, utan det tropiska året , vilket motsvarar intervallet från dagjämning till dagjämning. Därför ingår faktiskt effekten av förspelet av dagjämningarna i den aktuella kalendern [3] .

Skäl

Den främsta orsaken till precessionen av dagjämningarna är precession , en periodisk förändring i riktningen av jordens axel under påverkan av månens attraktion , och även (i mindre utsträckning) solen . Som Newton påpekade i sina " principer ", leder jordens oblatitet längs rotationsaxeln till det faktum att gravitationsattraktionen hos solsystemets kroppar orsakar precessionen av jordens axel [4] ; senare visade det sig att inhomogeniteten i massfördelningstätheten inuti jorden leder till liknande konsekvenser . Storleken på precessionen är proportionell mot massan av den störande kroppen och omvänt proportionell mot kuben av avståndet till den; ju snabbare den förekommande kroppen roterar, desto lägre hastighet har dess precession [5] .

Som ett resultat av precession beskriver jordens axel en kon i rymden . Rotationen av jordens axel förskjuter också det ekvatoriala systemet av himmelska koordinater som är associerade med jorden i förhållande till avlägsna, praktiskt taget orörliga stjärnor i himmelssfären . På himlaklotet beskriver axeln omkretsen av den så kallade lilla cirkeln av himmelsfären centrerad vid den norra ekliptiska polen för norra halvklotet och vid den södra ekliptiska polen för den södra halvklotet , med en vinkelradie på cirka 23,5 grader [6] . En fullständig revolution längs denna cirkel inträffar med en period (enligt moderna uppgifter) på cirka 25 800 år . Under året ändras hastigheten på jordens precession orsakad av denna himlakropp - för Solen är den till exempel maximal på dagarna för solståndet , och på dagjämningen är den lika med noll [7] .

Det finns andra orsaker till förskjutningen av jordens axel, först och främst - nutation , periodisk, snabb i förhållande till precessionsperioden, "vicka av polerna." Nutationsperioden för jordens axel är 18,61 år, och dess genomsnittliga amplitud är cirka 17" (bågsekunder). Samtidigt ändrar nutation, till skillnad från precession, inom ett litet område lutningsvinkeln för jordaxeln mot ekliptiskt plan [8] .

Förutom månen och solen orsakar även andra planeter precessionsförskjutningen (främst på grund av en minskning av ekliptikplanets lutning mot ekvatorn), men den är liten, i mängden cirka 12 bågsekunder per århundrade och är riktad motsatt den lunisolära precessionen [6] [5] [7] . Det finns andra faktorer som stör riktningen på jordens axel - aperiodisk " polvandring ", förändringar i havsströmmar, atmosfäriska massors rörelse, starka jordbävningar som ändrar formen på geoiden , etc., men deras bidraget till förskjutningen av jordens axel jämfört med precession och nutation är försumbart [9] .

Liknande fenomen förekommer på andra planeter och deras satelliter. Till exempel, under påverkan av dess många satelliter och solen , förskjuts Jupiters axel med -3,269 bågsekunder per år [10] (i början av 1900-talet antogs det att vinkelhastigheten för Jupiters precession axeln var cirka en halv grad per Jupiterår, eller cirka 50 gånger större än nuvärdet [5] ). Mars axel precesserar med en vinkelhastighet på -7,6061(35) bågsekunder per år [11] . Det finns också två typer av månprecession - orbitalprecession med en period på 8,85 år och nodprecession med en period på 18,6 år .

Konsekvenser

Rotationen av vår planets axel har en mängd olika konsekvenser. Riktningen för precessionsskiftet är motsatt riktningen för jordens axiella rotation, så precession förkortar längden på det tropiska året , mätt från dagjämning till dagjämning. Med andra ord, det tropiska året blir 20 minuter kortare än det sideriska året . Eftersom stjärnornas longituder mäts från dagjämningspunkten ökar de alla gradvis (med 50,26 tum årligen) - det är denna effekt som historiskt ledde till upptäckten av detta fenomen [14] .

Under precessionen förändras utsikten över stjärnhimlen som observeras på vissa breddgrader, eftersom deklinationerna för vissa konstellationer ändras, kan även säsongen för deras observation ändras. Vissa stjärnbilder som nu är synliga på de mellersta breddgraderna på jordens norra halvklot (till exempel Orion och Canis Major ), sjunker gradvis under horisonten och kommer om några tusen år att vara nästan otillgängliga för dessa breddgrader, men stjärnbilderna Centaurus , Southern Cross och ett antal andra kommer att dyka upp på den norra himlen. Naturligtvis kommer inte alla konstellationer på södra halvklotet att vara tillgängliga som ett resultat av precessionen - den moderna "sommarhimlen" kommer att stiga över allt, "höst" och "vår" himlen kommer att stiga mindre, vinterhimlen, på tvärtom, kommer att sjunka, eftersom det för närvarande är "höjt" så mycket som möjligt [ 5] .

Liknande processer kommer att äga rum på södra halvklotet. Många stjärnbilder på norra halvklotet, som för närvarande inte visas på det södra halvklotet, kommer att bli synliga där, och den moderna "vinterhimlen", som är synlig från södra halvklotet som sommar, kommer att resa sig över allt. Till exempel, efter 6 tusen år, kommer stjärnbilden Ursa Major att vara tillgänglig för observation från de mellersta breddgraderna på södra halvklotet , och för 6 tusen år sedan var Cassiopeia synlig där [5] .

Den himmelska polen sammanfaller nu nästan med Polstjärnan . Vid tiden för byggandet av de stora pyramiderna i det antika Egypten (för cirka 4700 år sedan), var han nära stjärnan Tuban (α Dragon ). Efter 2103 kommer polen att börja röra sig bort från Polstjärnan och under det 5:e årtusendet kommer den att flytta in i stjärnbilden Cepheus , och efter 12 000 år kommer Vega att spela rollen som "polstjärnan" . Forntida astronomer såg vårdagjämningen i stjärnbilden Väduren och höstdagjämningen i stjärnbilden Vågen , så båda punkterna betecknas fortfarande vanligtvis med symbolerna för dessa stjärnbilder, även om de har flyttat till stjärnbilden Fiskarna respektive Jungfruns stjärnbild [6] [14] .

Lutningsvinkeln för jordens axel i förhållande till ekliptikans pol varierar från 22,0° till 24,5° med en genomsnittlig period på 41 000 år. Ekliptikans plan fluktuerar också inom cirka 4°, som ett resultat ändrar ekvatorplanet sin lutning i intervallet från cirka 18° till 28° i förhållande till ekliptikan 1850 [15] .

Den påstådda påverkan på jordens klimat av precession och andra astronomiska faktorer är fortfarande ett diskutabelt ämne [16] ; se artikeln Milankovitch Cycles om detta .

Historisk översikt

På grundval av vissa indirekta data antas det att skillnaden mellan de sideriska och tropiska åren (en enkel logisk konsekvens av vilken är dagjämningarnas rörelse mot stjärnornas bakgrund) fastställdes först på 300-talet f.Kr. e. Aristarchus från Samos . Skillnaden mellan de sideriska och tropiska åren beräknad från dessa data motsvarar en precessionshastighet på 1° per 100 år, eller 36" per år [17] (enligt moderna data, 1° per 71,6 år).

Baserat på observationerna av stjärnorna upptäcktes förväntan på dagjämningarna av den enastående antika grekiske astronomen Hipparchus på 200-talet f.Kr. e. Till hans förfogande fanns resultaten av observationer av den grekiske astronomen från det tredje århundradet f.Kr. e. Timocharis , av vilken Hipparchus fann att stjärnornas alla longituder ökar med ungefär (enligt honom) 1 ° vart 100:e år. På 200-talet e.Kr. e. förekomsten av precession bekräftades av Claudius Ptolemaios , och enligt hans data var precessionshastigheten fortfarande densamma 1° per 100 år [18] .

De flesta astronomer från den pre-ptolemaiska perioden trodde att alla stjärnor var fixerade på en sfär (sfären av fixstjärnor), som är universums gräns. Den uppenbara dagliga rotationen av himlavalvet ansågs vara en återspegling av denna sfärs rotation runt sin axel - världens axel. För att förklara precessionen tvingades Ptolemaios introducera en annan sfär utanför fixstjärnornas sfär (markerad med siffran 1 i figuren till vänster), som roterar med en period av en dag runt världens axel (NS). En sfär av fixstjärnor 2 är fäst vid den, som roterar med en period av precession runt axeln AD, vinkelrätt mot ekliptikans plan. Rotationen av stjärnornas sfär är alltså en överlagring av två rotationer, dagliga och precessionella. Slutligen är en annan sfär 3 kapslad inuti denna sfär, som roterar runt samma axel AD, men i motsatt riktning, vilket kompenserar för precessionsrörelsen för alla inre sfärer (men denna sfär deltar fortfarande i den dagliga rotationen) [19] .

På 500-talet e.Kr förekomsten av precession ifrågasattes av den berömda filosofen, matematikern och astronomen Proclus Diadoch , men dess existens bekräftades av hans elev Ammonius, son till Hermias .

Theon of Alexandria , en kommentator på Ptolemaios (300-talet), antog att sfären med fixstjärnor upplever periodiska fluktuationer inom 8 °, varefter den återgår till sin tidigare position. Detta fenomen kallades bävan. På 900-talet stöddes denna modell av den berömda arabiska astronomen Sabit ibn Qurra [20] [21] . Redan senare visade arabiska astronomer att precessionen är monoton. De trodde dock att precessionshastigheten ändras periodiskt, så att förändringen i stjärnornas longituder kan delas upp i två komponenter: en enhetlig ökning (precession själv), på vilken en periodisk svängning (bävan) överlagras. Denna synpunkt delades bland annat av Nicolaus Copernicus , och endast Tycho Brahe bevisade den fullständiga frånvaron av bävan [5] . At-Tusi och Brahe uppskattade vid det här laget värdet av precessionen med god noggrannhet: 51 bågsekunder per år [22] .

Copernicus var den första som förstod att det inte var den himmelska ekvatorn som skiftade, utan jordens axel, och han fick en precessionshastighet nära moderna begrepp - 1 ° på 72 år. Orsaken till skiftet förklarades i detalj i Newtons element , och Newton pekade separat ut månens och solens bidrag till detta värde [4] . I Newtons matematiska modell var jorden mentalt uppdelad i en sfärisk del och en ringformig ekvatorial förtjockning ; från mekanikens lagar upptäckta av Newton , följde det att månens attraktion skapar ett extra kraftmoment för förtjockning , vilket leder till en rotation av jordens axel. Detta kraftmoment är störst när månen är på sitt maximala avstånd från planet för jordens ekvator. En liknande mekanism fungerar från sidan av solen [6] [5] . Newtons resonemang var i grunden korrekt, även om hans matematiska modell innehöll felaktigheter, eftersom jordens densitet inte är konstant, och parametrarna för den newtonska modellen (månens och solens massor, deras avstånd) var kända vid den tiden med en stort fel.

På 1700-talet gjorde två vetenskapsmän ett stort bidrag till studiet av frågan. James Bradley upptäckte nutation, sammanställde tabeller som gjorde det möjligt att ta hänsyn till ljusets precession, nutation och aberration i exakta astronomiska mätningar . d'Alembert i sitt arbete " Undersökning av dagjämningarnas precession " ( Recherches sur la precession des equinoxes , 1749) korrigerade och utvecklade Newtons modell, gav den första teorin om nutation [22] . På 1800-talet fullbordades teorin om precession till stor del av Friedrich Wilhelm Bessel och Otto Wilhelm Struve [5] .

Den ledande amerikanske astronomen Simon Newcomb 1896 gav precessionsformeln, som också visade förändringshastigheten i dess storlek [2] :

     Här är T antalet år sedan 1900.

År 1976 förfinade Internationella astronomiska unionens 16:e kongress i Grenoble Newcombs formel och antog år 2000 som den nya basen [2] :

     Här är T antalet år sedan 2000.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Mikhailov A. A., 1978 , kapitel "Varför förändras stjärnornas deklination?".
  2. ↑ 1 2 3 Mikhailov A. A., 1978 , kapitel "Hur mäter man precession?".
  3. ↑ Precession Arkiverad 17 augusti 2016 på Wayback Machine .
  4. ↑ 1 2 Eremeeva A. I., Tsitsin F. A., 1989 , sid. 183.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 ESBE, 1890-1907 .
  6. ↑ 1 2 3 4 Mikhailov A. A., 1978 , kapitel "Kommer polaren alltid att förbli polär".
  7. ↑ 1 2 Zharov V. E., 2002 , sid. 354-355.
  8. ↑ Kononovich, Moroz, 2011 , sid. 114-115.
  9. ↑ Kulikov K. A. Rörelse av jordens poler. - Ed. 2:a. - M. : Publishing House of the Academy of Sciences of the USSR, 1962. - 87 sid. — (Populärvetenskaplig serie).
  10. ↑ Le Maistre S., Folkner WM, Jacobson RA, Serra D. Jupiters spin-polprecessionshastighet och tröghetsmoment från Juno radiovetenskapliga observationer // Planetary and Space Science. - 2016. - Vol. 126. - S. 78-92. - doi : 10.1016/j.pss.2016.03.006 . — .
  11. ↑ Kuchynka P. et al. Nya begränsningar för Mars rotation fastställda från radiometrisk spårning av Opportunity Mars Exploration Rover // Icarus. - 2014. - Vol. 229. - S. 340-347. - doi : 10.1016/j.icarus.2013.11.015 . — .
  12. ↑ Bakulin P.I. Kurs i allmän astronomi. - 4:e upplagan - M . : "Nauka", 1977. - 544 sid.
  13. ↑ J. Vondrak, N. Capitaine, P. Wallace. Nya precessionsuttryck, giltiga för långa tidsintervall. . — 2011.
  14. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2011 , sid. 115-116.
  15. ↑ A. L. Berger (1976), Obliquity and precession för de senaste 5 000 000 åren. , < http://adsabs.harvard.edu/abs/1976A&A....51..127B > Arkiverad 4 september 2019 på Wayback Machine 
  16. ↑ Milankovitch cyklar . Element. Hämtad 4 augusti 2016. Arkiverad från originalet 30 maj 2012.
  17. ↑ Rawlins D. Fortsatt-Bråkdechiffrering: Ancestry of Ancient Yearlengths & (pre-Hipparchan) Precession  //  DIO: International Journal of Scientific History. - 1999. - Vol. 9.1 . - S. 31-38 .
  18. ↑ Eremeeva A.I., Tsitsin F.A., 1989 , sid. 88-91.
  19. ↑ Evans J. Historien och praktiken av forntida astronomi. — 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

Precessionsteori Historisk forskning

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk