VIII Международная студенческая научная конференция Студенческий научный форум - 2016

Вследствие годового обращения Земли вокруг Солнца в направлении с Запада на Восток нам представляется, что Солнце непрерывно перемещается на фоне звезд в том же направлении, навстречу суточному вращению небесной сферы, и один оборот по небесной сфере завершает за один год. Земля обращается вокруг Солнца в определенной плоскости, называемой плоскостью земной орбиты, и поэтому видимое годовое движение Солнца происходит в той же самой плоскости, которая пересекает небесный экватор по большому кругу – называемому эклиптикой (рис. 1).[1]

 - наклонение эклиптики;  - точка весеннего равноденствия; С - точка летнего солнцестояния;  - точка осеннего равноденствия; Е - точка зимнего солнцестояния.

Таким образом, плоскость эклиптики и плоскость земной орбиты идентичны.

Являясь большими кругами небесной сферы, эклиптика и небесный экватор пересекаются под определенным углом  в двух диаметрально противоположных точках, называемых точками равноденствий. Этот угол  называется наклонением эклиптики к небесному экватору, но правильнее его назвать наклонение небесного экватора к эклиптике, так как плоскость земной орбиты (плоскость эклиптики) во многих задачах астрономии принимается за основную. Учитывая, что плоскость земного экватора отождествляется с плоскостью небесного экватора, то по наклонению  небесного экватора к эклиптике нетрудно вычислить угол наклона Земной оси к плоскости Земной орбиты.[2]

Положение эклиптики на небесной сфере, т.е. экваториальные координаты  и  точек эклиптики и ее наклонение  к небесному экватору определяется из ежедневных наблюдений зенитного расстояния Zв Солнца в момент его верхней кульминации, называемый истинным полуднем. На всех географических широтах северного полушария Земли, удовлетворяющих условию 90 >  >  , Солнце всегда кульминирует к югу от зенита, и наименьшее значение его зенитного расстояния бывает в день летнего солнцестояния (22 декабря). Это означает, что в эти дни Солнце имеет, соответственно наибольшее склонение max =  и наименьшее склонение min = - , а так как в указанных выше пределах географической широты всегда:

Zв =  - ,

то по значениям Zв Солнца в дни солнцестояний легко вычислить наклонение эклиптики  даже без знания географической широты  места наблюдения, которая при известном  вычисляется по той же формуле.[3]

Задание:

Определить наклонение эклиптики около 3000 лет назад, если по наблюдениям в ту эпоху в некотором месте северного полушария Земли полуденная высота Солнца в день летнего солнцестояния равнялась +63°48′, а в день зимнего солнцестояния +16°00′ к югу от зенита.

Данные наблюдений
День	Солнце
	hв	zв
22 июня	+63°48′	26°12′
22 декабря	+16°00′	74°00′

Z_в= 90° - h_в

ϕ- δ = z_в

δ = ϕ - z_в

δ = 50°36′ - 26°12′ = 24 °24′

δ = 50°36′ - 74°00′ = -23°24′

ε = δ =ε_max=24°24′ ; ε_min = -23°24′.

Ответ: максимальное наклонение эклиптики ε_max=24°24′; минимальное наклонение эклиптики ε_min = -23°24′.

Литература:

1.Геодезическая астрономия применительно к решению инженерно-геодезических задач / И.С. Пандул. – СПб.: Политехника, 2010;

2.Абалакин В.К., Краснорылов И.И., Плахов Ю.В. Геодезическая астрономия и астрометрия. Справочное пособие. М.: Картцентр-Геодезиздат, 1996.

3.Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии: Учебное пособие / под ред. В.В. Иванова. – М.: Едиториал УРСС, 2001;

4. Астрономический ежегодник на 2014 год. – СПб.: Наука, 2013;

Код для цитирования: Скопировать