Предварение равноденствий (лат. praecessio aequinoctiorum ) - историческое название для постепенного смещения точек весеннего и осеннего равноденствий (то есть точек пересечения небесного экватора с эклиптикой) навстречу видимому годичному движению Солнца. Другими словами, каждый год весеннее равноденствие наступает немного раньше, чем в предыдущем году - примерно на 20 минут 24 секунды . В угловых единицах смещение составляет сейчас примерно 50,3" в год, или 1 градус каждые 71,6 года . Это смещение является периодическим, и примерно каждые 25776 лет точки равноденствия возвращаются на прежние места.

Предварение равноденствий не означает, что времена года перемещаются по календарю; применяемый в наши дни григорианский календарь отражает длину тропического года , который соответствует интервалу от равноденствия до равноденствия. Поэтому эффект предварения равноденствий фактически включён в действующий календарь .

Причины [ | ]

Основная причина предварения равноденствий - прецессия , периодическое изменение направления земной оси под влиянием притяжения Луны , а также (в меньшей степени) Солнца . Как указал Ньютон в своих «Началах» , сплюснутость Земли вдоль оси вращения приводит к тому, что гравитационное притяжение тел солнечной системы вызывает прецессию земной оси ; позже выяснилось, что к аналогичным последствиям приводит неоднородность плотности распределения масс внутри Земли. Величина прецессии пропорциональна массе возмущающего тела и обратно пропорциональна кубу расстояния до него; чем быстрее вращается прецессирующее тело, тем меньше скорость его прецессии .

В результате прецессии земная ось описывает в пространстве конус. Поворот земной оси смещает и связанную с Землёй экваториальную систему небесных координат относительно удалённых, практически неподвижных на небесной сфере звёзд. На небесной сфере ось описывает окружность так называемого малого круга небесной сферы с центром в северном полюсе эклиптики для северного полушария и в южном полюсе эклиптики - для южного полушария , с угловым радиусом примерно 23,5 градуса . Полный оборот по этой окружности происходит с периодом (по современным данным), составляющим примерно 25 800 лет . В течение года скорость земной прецессии, вызванной данным небесным телом, меняется - например, для Солнца она максимальна в дни солнцестояния , а в дни равноденствия равна нулю .

Существуют и другие причины смещения земной оси, в первую очередь - нутация , периодическое, быстрое относительно периода прецессии «покачивание полюсов». Период нутации земной оси равен 18,61 года, и её амплитуда составляет около 17" (угловых секунд). При этом на угол наклона земной оси к плоскости эклиптики прецессия (в отличие от нутации) не влияет .

Кроме Луны и Солнца, прецессионное смещение вызывают и другие планеты (в основном из-за уменьшения наклона плоскости эклиптики к экватору), но оно невелико, в сумме примерно 12 угловых секунд в столетие и направлено противоположно лунно-солнечной прецессии . Имеются и другие факторы, возмущающие направление земной оси - апериодическое « », изменения океанических течений, движение атмосферных масс, сильные землетрясения, изменяющие форму геоида и т. п., однако их вклад в смещение земной оси по сравнению с прецессией и нутацией ничтожен .

Аналогичные явления происходят на других планетах и их спутниках. Например, ось Юпитера под влиянием его многочисленных спутников и Солнца смещается на −3,269 секунды дуги в год (в начале XX века предполагалось, что угловая скорость прецессии юпитерианской оси составляет примерно полградуса за юпитерианский год, или примерно в 50 раз больше настоящего значения ). Ось Марса прецессирует с угловой скоростью −7,6061(35) секунды дуги в год . Существует и лунная прецессия двух типов - орбитальная прецессия с периодом 8,85 года и прецессия узлов с периодом 18,6 года .

Последствия [ | ]

Поворот оси нашей планеты имеет разнообразные последствия. Направление прецессионного смещения противоположно направлению осевого вращения Земли, поэтому прецессия сокращает продолжительность тропического года , измеряемого от равноденствия до равноденствия. Другими словами, тропический год становится на 20 минут короче звёздного . Поскольку долготы звёзд отсчитываются от точки равноденствия, они постепенно увеличиваются - именно этот эффект и привёл к открытию данного явления .

В ходе прецессии вид звёздного неба, видимый в тех или иных широтах, меняется, так как меняются склонения тех или иных созвездий, и даже время года их наблюдения. Некоторые созвездия, видимые сейчас в средних широтах северного полушария Земли (например, Орион и Большой Пёс), постепенно опускаются под горизонт и через несколько тысяч лет будут почти недоступны для этих широт, зато на северном небе появятся созвездия Центавр , Южный Крест и ряд других. Конечно, не все созвездия южного полушария будут доступны в результате прецессии - выше всех поднимется современное «летнее» небо, меньше - «осеннее» и «весеннее», зимнее небо, наоборот, опустится, так как в настоящее время оно максимально «поднято» .

Схожие процессы будут и в Южном полушарии. Многие созвездия Северного полушария, которые в настоящее время не показываются в Южном, станут там видны, причём выше всего поднимется современное «зимнее» небо, которое видно из Южного полушария как летнее. Например, спустя 6 тысяч лет будет доступно из средних широт Южного полушария для наблюдения созвездие Большая Медведица , а 6 тысяч лет назад там была видна Кассиопея .

Полюс мира сейчас почти совпадает с Полярной звездой . Во времена строительства Великих пирамид в древнем Египте (около 4700 лет назад) он находился вблизи звезды Тубан (α Дракона). После 2103 года полюс начнёт удаляться от Полярной звезды и в V тысячелетии перейдёт в созвездие Цефея .

Исторический очерк [ | ]

На основании некоторых косвенных данных предполагают, что различие между звёздным и тропическим годом (простым логическим следствием чего является движение точек равноденствия на фоне звёзд) впервые установил в III веке до н. э. Аристарх Самосский . Разность между звёздным и тропическим годом, вычисленная на основании этих данных, соответствует скорости прецессии 1° за 100 лет, или 36" в год (по современным данным, 1° за 71,6 года).

Исходя из наблюдений звёзд, предварение равноденствий было открыто выдающимся древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. В его распоряжении были результаты наблюдений греческого астронома III века до н. э. Тимохариса , из которых Гиппарх обнаружил, что все долготы звёзд увеличиваются примерно (по его оценке) на 1° каждые 100 лет. Во II веке н. э. существование прецессии подтвердил Клавдий Птолемей , причём скорость прецессии по его данным составляла всё те же 1° в 100 лет .

Большинство астрономов доптолемеева периода полагали, что все звёзды закреплены на одной сфере (сфере неподвижных звёзд), являющейся границей Вселенной. Видимое суточное вращение небосвода при этом считалось отражением вращения этой сферы вокруг своей оси - оси мира. Для объяснения прецессии Птолемей был вынужден ввести за пределами сферы неподвижных звёзд (на рисунке слева обозначена цифрой 1) ещё одну сферу, которая вращается с периодом в одни сутки вокруг оси мира (NS). К ней прикреплена сфера неподвижных звёзд 2, вращающаяся с периодом прецессии вокруг оси AD, перпендикулярной плоскости эклиптики. Таким образом, вращение сферы звёзд есть суперпозиция двух вращений, суточного и прецессионного. Наконец, внутрь этой сферы вложена ещё одна сфера 3, вращающаяся вокруг той же оси AD, но в противоположном направлении, что компенсирует прецессионное движение для всех внутренних сфер (но эта сфера по-прежнему принимает участие в суточном вращении) .

Ведущий американский астроном Саймон Ньюком в 1896 году дал формулу прецессии, которая показывала и скорость изменения её величины :

P = 50,256 4 ″ + 0,000 222 ″ ⋅ T {\displaystyle P=50{,}2564""+0{,}000222""\cdot T} Здесь T - число лет, прошедших после 1900 года. P = 50,290 966 ″ + 0,000 222 ″ ⋅ T {\displaystyle P=50{,}290966""+0{,}000222""\cdot T} Здесь T - число лет, прошедших после 2000 года.

См. также [ | ]

Примечания [ | ]

, Глава «Почему изменяется склонение звезд?».
, Глава «Как измерить прецессию?».
Прецессия .
, с. 183.

Движения Земли за большой промежуток времени

Прецессия

Кроме вращения и обращения, Земля совершает множество других перемещений, которые происходят в течение более длительного времени. Самое заметное из них - прецессия. Прецессия была открыта Гиппархом во II веке до н.э. Она представляет собой очень медленное движение земной оси вращения, которая для поддержания постоянного наклона по отношению к плоскости эклиптики меняет свое направление в космосе, описывая при этом коническую поверхность. Причиной прецессии является гравитация, которую Солнце и Луна совместно оказывают на земной экватор. И действительно, наша планета не имеет идеальной сферической формы, она слегка приплюснута с полюсо́в. Поэтому Солнце и Луна, которые не лежат на плоскости небесного экватора, стремятся выровнять на своих орбитальных плоскостях земное экваториальное вздутие. А Земля, вращаясь вокруг своей оси, подвергается этому двойному гравитационному воздействию. Сумма этих сил такова, что ось земного вращения, которая перпендикулярна экваториальной плоскости, движется в космосе, как ось у детской юлы́. Ось вращения Земли, меняя во времени свое положение относительно Земли, Луны и Солнца, описывает двойную коническую поверхность, вершиной которой является центр Земли. Приблизительно раз в 26000 лет ось возвращается в свое первоначальное положение в космосе. Последствия этого движения проявляются не сразу, однако для астрономии они очень важны.

Из-за прецессии небесный Северный полюс смещается среди созвездий, описывая замкнутую окружность приблизительно за 26000 лет

И действительно, из-за прецессии происходит медленное смещение на небесной сфере основных астрономических точек отсчета: полюсо́в, точек равноденствия и солнцестояния. Поэтому Полярная звезда, по которой сегодня мы можем определить положение небесного Северного полюса, в будущем утратит эту функцию. Северный полюс и впрямь описывает на небосводе окружность и, например, в 14000 году н.э. он будет находиться рядом со звездой Вега созвездия Лира. Кроме того, так как ось вращения перпендикулярна небесному экватору, смещение направления оси приводит к смещению в космосе плоскости экватора, но он тем не менее составляет тот же угол склонения по отношению к эклиптике.

Последствия прецессии

Точка весеннего равноденствия, определяемая пересечением небесного экватора с эклиптикой, как уже говорилось, медленно смещается вследствие прецессии равноденствия. Изменение положения точки весеннего равноденствия имеет два последствия, одно из которых связано с небесными координатами, другое - с зодиака́льными созвездиями. И действительно, ведь точка весеннего равноденствия является точкой отсчёта прямого восхождения светил в экваториальной системе координат. Её перемещение по небесной сфере связано с тем, что координаты постоянно корректируются (прямое восхождение светила постоянно увеличивается), а именно - с международной договорённостью о координатах небесных тел на фиксированную дату, например 1950 или 2000 год. Когда в античные времена определяли положение объектов на небесной сфере, точка весеннего равноденствия находилась в созвездии О́вна. Сегодня же из-за прецессии точка весеннего равноденствия находится не в О́вне, а в созвездии Рыб. Аналогично не существует более соответствия между определенными в античные времена 12 зодиака́льными знаками и соответствующими созвездиями. Если мы, например, говорим о знаке Рыб, не надо думать, что между 21 февраля и 21 марта Солнце действительно находится в созвездии Рыб. Так было давно. А сегодня - нет, потому что из-за видимой с Земли прецессии Солнца этот период времени примерно приходится на пребывание Солнца в созвездии Водолея.

Нута́ции

Прецессия земной оси происходит из-за гравитационного воздействия на Землю Солнца и Луны (так называемая лунно-солнечная прецессия). Следует учитывать, что сила притяжения этих двух небесных тел находится в тесной зависимости от их удалённости от Земли. Этот факт оказывает влияние на коническое движение, при этом нельзя упускать из вида и небольшие колебания, так называемую нута́цию.

Нутации оси вращения

На коническое прецессионное движение, которое способствует перемещению полюса эклиптики (P), накладывается колебательное движение - нута́ция (N). В результате края́ конуса становятся «волнистыми». При нута́ции полюс мира описывает среди звёзд волнообра́зную кривую. Нута́ции имеют период 18,6 лет, их максимальная амплитуда (максимальный угол) составляет около 9 угловых секунд.

Полюса тоже двигаются

Кривые линии, представленные на рисунке, представляют передвижение Северного полюса Земли в течение нескольких лет. Это «путь полюса».

Движения Земли продолжительностью в тысячелетия

Не считая описанных, Земля медленно, на протяжении тысячелетий совершает и другие перемещения. Например, из-за притяжения других тел Солнечной системы с периодичностью примерно 92 тысячи лет меняется сама форма земной орбиты, которая становится то более, то менее вытянутой.

Со временем меняется и угол наклона земной оси́. Совсем чуть-чуть, и колеблется он от 21°55" до 24°20" с периодичностью приблизительно 41 тысячу лет. Сегодня, как говорилось выше, этот угол составляет 23°27" .

Прецессии, изменение эксцентрисите́та орбиты и угла наклона земной оси влияют на климат и смену времён года, потому что изменяется освещенность земных полушарий. Между прочим, весьма вероятно, что с этими незначительными смещениями связаны ледниковые периоды, потряса́вшие когда-то нашу планету. Но в любом случае количество солнечной энергии, достигающее земной поверхности, остается примерно одинаковым; меняется только её распределение.

Уважаемые посетители!

У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!

Вследствие возмущающего действия, оказываемого на вращение Земли телами Солнечной системы, ось вращения Земли совершает в пространстве очень сложное движение. Земля имеет форму сфероида, и поэтому различные части сфероида притягиваются Солнцем и Луной неравномерно.

1. Ось медленно описывает конус, оставаясь всё время наклонённой к плоскости движения Земли под углом около 66º,5. Это движение называется прецессионным , период его около 26 000 лет. Оно определяет среднее направление оси в пространстве в различные эпохи.

2. Ось вращения Земли совершает различные мелкие колебания около своего среднего положения, главные из которых имеют период 18,6 года, (этот период есть период обращения узлов лунной орбиты, так как нутация есть следствие действия притяжения Луны на Землю) и называются нутацией земной оси. Нутационные колебания возникают, потому что прецессионные силы Солнца и Луны непрерывно меняют свою величину и направление. Они = 0, когда Солнце и Луна находятся в плоскости экватора Земли и достигают максимума при наибольшем удалении от него. Истинный полюс мира вследствие нутации описывает вокруг среднего полюса сложную кривую. Его движение на небесной сфере совершается приблизительно по эллипсу, большая полуось которого равна 18",4, а малая 13",7. Вследствие прецессии и нутации взаимное расположение полюсов мира и полюсов эклиптики непрерывно изменяется.

3. Притяжение планет мало, чтобы вызывать изменения положений земной оси. Но планеты влияют на положение земной орбиты. Изменения положений плоскости эклиптики под воздействием притяжения планет называется планетной прецессией .

Полюс мира, определяемый средним направлением оси вращения Земли, т.е. обладающий только прецессионным движением, называется средним полюсом мира . Истинный полюс мира учитывает и нутационные движения оси. Средний полюс мира вследствие прецессии за 26 000 лет описывает около полюса эклиптики окружность радиусом 23º,5. За один год перемещение среднего полюса мира на небесной сфере составляет около 50",3. На такую же величину перемещаются на запад и равноденственные точки, двигаясь навстречу видимому годовому движению Солнца. Это явление называется предварением равноденствий . Вследствие этого Солнце попадает в равноденственные точки раньше, чем на то же самое место на фоне звёзд. Полюс мира описывает незамыкающийся круг на небесной сфере. 2000 лет до н.э. полярной звездой была a Дракона, через 12 000 лет полярной станет a Лиры. В начале нашей эры точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овна, а точка осеннего равноденствия в созвездии Весов. Сейчас точка весеннего равноденствия находится в созвездии Рыб, а осеннего в созвездии Девы.

Прецессионное движение полюса мира вызывает изменение координат звёзд с течением времени. Влияние прецессии на координаты:

da/dt = m + n sin a tg d,

dd/dt = n sin a,

где da/dt, dd/dt - изменения координат за год, m - годичная прецессия по прямому восхождению, n - годичная прецессия по склонению.

Из-за непрерывного изменения экваториальных координат звёзд, происходит медленное изменение вида звёздного неба для данного места на Земле. Некоторые невидимые ранее звёзды будут восходить и заходить, а некоторые видимые - станут невосходящими. Так, через несколько тысяч лет в Европе можно будет наблюдать Южный Крест, но нельзя будет увидеть Сириус и часть созвездия Ориона.

Прецессия была открыта Гиппархом и объяснена И. Ньютоном.

Задача N тел.

Задача определения четырёх и более тел, притягивающих друг друга по закону Ньютона, ещё более сложна, чем задача трёх тел и в общем виде до сих пор не решена.

Задача N тел в общем виде формулируется следующим образом: “В пустом пространстве помещено N свободных материальных точек, которые притягиваются друг к другу по закону Ньютона. Заданы их начальные координаты и начальные скорости. Определить последующее движение этих точек” .

Для исследования движений N тел применяется метод вычисления возмущений, позволяющий найти приближённое решение задачи. Сейчас существует целый ряд методов для приближённого решения задачи, позволяющих для каждой конкретной системы тел с заданными конкретными начальными условиями построить траектории движения с любой нужной для практики точностью для любого ограниченного отрезка времени.

На ЭВМ было промоделировано движение пяти внешних планет Солнечной системы за 400 лет - с 1653 по 2060 год. Результаты вычислений совпали с данными наблюдений. Однако конкретные численные методы не могут дать ответы на многие вопросы качественного характера, например:

Будет ли одно из тел всегда оставаться в некоторой области пространства или сможет удалиться в бесконечность?

Может ли расстояние между какими-либо двумя из этих тел неограниченно убывать, или, напротив, это расстояние будет заключено в определённых пределах?

Распадётся ли когда-нибудь Солнечная система, если считать, что она состоит из тел, движение которых возмущается малыми силами со стороны всех остальных небесных тел?

Пьер Симон Лаплас в 1799 - 1825 гг. решал ограниченную задачу о движении планет и их спутников под действием силы тяготения Солнца и их взаимного гравитационного воздействия. Лаплас учёл движения 18 тел. Он считал, что точное движение планет временами нарушается и необходимо внешнее вмешательство, чтобы восстановить порядок. В.И. Арнольд доказал несколько теорем, по которым следует, что Солнечная система не распадётся ещё многие миллионы лет.

Открытие новых планет.

В 1781 году Вильям Гершель открыл новую большую планету Уран, которую раньше принимали за звезду. К 1840 году стало ясно, что орбита Урана отличается от предсказанной по теории Ньютона. В орбите были заметны отклонения от теоретически вычисленной траектории. Было сделано предположение, что, движение Урана возмущает какое-то массивное тело, находящееся за его орбитой.

Ж.Ж. Леверье и Дж.К. Адамс независимо друг от друга вычислили положение этого тела. Адамс дал свои вычисления в Гринвичскую и Кембриджскую обсерватории, но на них не обратили должного внимания. Леверье сообщил о своём открытии в Берлинскую обсерваторию Иоганну Готфриду Галле. Он сразу начал поиски объекта и обнаружил его на расстоянии 1ºот вычисленного. Это оказалась планета Нептун.

В 80-х годах XX столетия на ЭВМ было промоделировано движение пяти внешних планет Солнечной системы за 400 лет - с 1653 по 2060 год. Результаты показали, что за орбитой Плутона нет никакой планеты, заметно возмущающей орбиты уже известных планет. Однако, сам Плутон почти не влияет на орбиту Нептуна из-за своей малой массы. Если за орбитой Плутона находятся такие же маломассивные планеты, то их почти невозможно обнаружить. Возможно, что существует массивное тело, движущееся по сильно вытянутой эллиптической орбите, период обращения которого значительно превосходит рассмотренные 400 лет. Существует предположение, что это тело, находясь на расстоянии около 30 тыс. а.е. от Солнца, имея массу сравнимую с массой Юпитера, постоянно выбивает кометы из Облака Оорта, заставляя их двигаться к центру Солнечной системы.

Контрольные вопросы:

Какие существуют методы определения масс небесных тел?
Можно ли по третьему закону Кеплера найти массу планеты, у которой нет спутника?
Что такое прилив?
Как часто на Земле бывают приливы?
Что такое прикладной час?
Какая максимальная высота приливной волны?
Чем объясняются приливы и отливы?
Кто впервые правильно объяснил явление приливов и отливов?
Что такое прецессия?
Каков период прецессии?
Что такое нутация?
Каков период нутации?
Что такое предварение равноденствий?
Почему прецессия приводит к изменению экваториальных координат?
Где будет Северный полюс мира через 12 тыс. лет?
Как формулируется задача N тел?
Какие есть трудности при решении задачи N тел?
Какая планета была открыта с помощью учета возмущений в движении другой планеты?
Существуют ли массивные планеты за орбитой Нептуна?

Задачи:

1. Вычислить массу Нептуна относительно массы Земли, зная, что его спутник отстоит от центра планеты на 354 тыс. км и период обращения равен 5 суткам 21 часу.

Ответ : 17,1 массы Земли.

2. Радиус Марса меньше радиуса Земли в 1,88 раза, а средняя плотность меньше в 1,4 раза. Определите ускорение силы тяжести на поверхности Марса, если ускорение силы тяжести на поверхности Земли равно 9,81 м/с 2 .

Ответ : g М » 3,6 м/с 2 .

Ответ : Масса планеты Сатурн составляет примерно 95 масс Земли.

4. Определите массу планеты Плутон (в массах Земли), зная, что ее спутник Харон обращается вокруг планеты с периодом 6,4 сут на среднем расстоянии 19,6 тыс. км. Для Луны эти величины равны соответственно 27,3 сут и 384 тыс. км.

Ответ : Масса планеты Плутон составляет 0,0024 масс Земли.

Литература:

Астрономический календарь. Постоянная часть. М. Наука. 1981.
Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., Эдиториал УРСС, 2004.
Воронцов-Вельяминов Б.А. Сборник задач и практических упражнений по астрономии. М. Наука. 1974.
Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планирование и методика проведения уроков. Астрономия в 11 классе. Минск. Аверсэв. 2003.

Атмосфера Солнца

Вопросы программы:

Химический состав солнечной атмосферы;

Вращение Солнца;

Потемнение солнечного диска к краю;

Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона;

Радио- и рентгеновское излучение Солнца.

Краткое содержание:

Химический состав солнечной атмосферы;

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми . Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезелёной части, у длин волн 4300 - 5000 А. В обе стороны от максимума интенсивность спектра убывает.

Внеатмосферные наблюдения показали, что Солнце излучает в невидимые коротковолновую и длинноволновую области спектра. В более коротковолновой области спектр резко меняется. Интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются эмиссионными.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в ультрафиолетовой области. Это резонансная линия водорода L a с длиной волны 1216 А. В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии Н и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода H a , H b , H g , затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана, других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами около 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, железа, кальция, др. элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. На его долю приходится 70% массы Солнца. Следующим является гелий - 29% массы. На остальные элементы вместе взятые приходится чуть больше 1%.

Вращение Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца.

Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7 0 15’ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведённым из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой .

Угловая скорость вращения Солнца убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам.

В среднем w = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, где В - гелиографическая широта. Угловая скорость измеряется углом поворота за сутки.

Сидерический период экваториальной области равен 25 суток, вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие вращения Земли вокруг Солнца его вращение кажется более замедленным и равно 27 и 32 суток соответственно (синодический период).

Потемнение солнечного диска к краю

Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный характер. Таким образом, она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера - это тонкий слой газа протяжённостью в несколько сотен километров, достаточно непрозрачный. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его “поверхности”.

При наблюдении солнечного диска заметно его потемнение к краю. По мере удаления от центра, яркость убывает очень быстро. Этот эффект объясняется тем, что в фотосфере происходит рост температуры с глубиной.

Различные точки солнечного диска характеризуют углом q, который составляет луч зрения с нормалью к поверхности Солнца в рассматриваемом месте. В центре диска этот угол равен 0, и луч зрения совпадает с радиусом Солнца. На краю q = 90 и луч зрения скользит вдоль касательной к слоям Солнца. Большая часть излучения некоторого слоя газа исходит от уровня, находящегося на оптической глубине t=1. Когда луч зрения пересекает слои фотосферы под большим углом q, оптическая глубина t=1 достигается в более внешних слоях, где температура меньше. Вследствие этого интенсивность излучения от краёв солнечного диска меньше интенсивности излучения его середины.

Уменьшение яркости солнечного диска к краю в первом приближении может быть представлено формулой:

I (q) = I 0 (1 - u + cos q),

где I (q) - яркость в точке, в которой луч зрения составляет угол q с нормалью, I 0 - яркость излучения центра диска, u - коэффициент пропорциональности, зависящий от длины волны.

Визуальные и фотографические наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура - грануляцией . Угловые размеры гранул составляют не более 1″ дуги, что соответствует 700 км. Каждая отдельная гранула существует 5-10 минут, после чего она распадается и на её месте образуются новые гранулы. Гранулы окружены тёмными промежутками. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений 1-2 км/с.

Грануляция - проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит перемешивание вещества в результате подъёма и опускания отдельных масс газа.

Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два важных обстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под фотосферой очень быстро растёт вглубь и лучеиспускание не может обеспечить выхода излучения из более глубоких горячих слоёв. Поэтому энергия переносится самими движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются живучими, если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован.

При переходе в нижние слои фотосферы газ нейтрализуется и не способен образовывать устойчивые неоднородности. поэтому в самих верхних частях конвективной зоны конвективные движения тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Колебания и возмущения в фотосфере порождают акустические волны. Наружные слои конвективной зоны представляют своеобразный резонатор в котором возбуждаются 5-минутные колебания в виде стоячих волн.

Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона

Плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотой и внешние слои оказываются сильно разреженными. В наружных слоях фотосферы температура достигает 4500 К, а потом снова начинает расти. Происходит медленный рост температуры до нескольких десятков тысяч градусов, сопровождающийся ионизацией водорода и гелия. Эта часть атмосферы называется хромосферой . В верхних слоях хромосферы плотность вещества достигает 10 -15 г/см 3 .

В 1 см 3 этих слоёв хромосферы содержится около 10 9 атомов, но температура возрастает до миллиона градусов. Здесь начинается самая внешняя часть атмосферы Солнца, которая называется солнечной короной. Причиной разогрева самых внешних слоёв солнечной атмосферы является энергия акустических волн, возникающих в фотосфере. При распространении вверх, в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны. В результате возникновения ударных волн происходит диссипация волн, которая увеличивает хаотические скорости движения частиц и происходит рост температуры.

Интегральная яркость хромосферы в сотни раз меньше чем яркость фотосферы. Поэтому для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных методов, позволяющих выделить слабое её излучение из мощного потока фотосферной радиации. Наиболее удобными методами являются наблюдения в моменты затмений. Протяжённость хромосферы составляет 12 - 15 000 км.

При изучении фотографий хромосферы видны неоднородности, наиболее мелкие называются спикулами . Спикулы имеют продолговатую форму, вытянуты в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км., толщина около 1 000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. Спикулы образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порождённую волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

Корона имеет очень малую яркость, поэтому может наблюдаться лишь во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений она наблюдается с помощью коронографов. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2 - 0,3 радиуса Солнца принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяжённую часть - внешней короной. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. Внутренняя корона богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы, отдельные облака.

Излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Этот свет сильно поляризован. Такую поляризацию могут вызвать только свободные электроны. В 1 см 3 вещества короны содержится около 10 8 свободных электронов. Появление такого количества свободных электронов должно быть вызвано ионизацией. Значит в короне в 1 см 3 содержится около 10 8 ионов. Общая концентрация вещества должна быть 2 . 10 8 . Солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов. Следствием высокой температуры является большая протяжённость короны. Протяжённость короны в сотни раз превышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров.

Радио- и рентгеновское излучение Солнца

С олнечная корона полностью прозрачна для видимого излучения, но плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение и преломление. На метровых волнах яркостная температура короны достигает миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы.

Радиоизлучение солнечной короны прослежено на расстояния в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что Солнце ежегодно проходит мимо мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности и солнечная корона затмевает его. Происходит рассеяние излучения туманности в неоднородностях короны. Наблюдаются всплески радиоизлучения Солнца, вызванные колебаниями плазмы, связанными с прохождениями через неё космических лучей во время хромосферных вспышек.

Рентгеновское излучение изучено при помощи специальных телескопов, установленных на космических аппаратах. Рентгеновское изображение Солнца имеет неправильную форму с множеством ярких пятен и “клочковатой” структурой. Вблизи оптического лимба заметно увеличение яркости в виде неоднородного кольца. Особенно яркие пятна наблюдаются над центрами солнечной активности, в областях, где находятся мощные источники радиоизлучения на дециметровых и метровых волнах. Это означает, что рентгеновское излучение возникает в основном с солнечной короне. Рентгеновские наблюдения Солнца позволяют проводить детальные исследования структуры солнечной короны непосредственно в проекции на диск Солнца. Рядом с яркими областями свечения короны над пятнами обнаружены обширные тёмные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимых лучах. Они называются корональными дырами и связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные поля не образуют петель. Корональные дыры являются источником усиления солнечного ветра. Они могут существовать в течение нескольких оборотов Солнца и вызывать на Земле 27-дневную периодичность явлений, чувствительных к корпускулярному излучению Солнца.

Контрольные вопросы:

Какие химические элементы преобладают в солнечной атмосфере?
Как можно узнать о химическом составе Солнца?
С каким периодом Солнце вращается вокруг своей оси?
Совпадает ли период вращения экваториальных и полярных областей Солнца?
Что такое фотосфера Солнца?
Какое строение имеет Солнечная фотосфера?
Чем вызвано потемнение солнечного диска к краю?
Что такое грануляция?
Что такое солнечная корона?
Какова плотность вещества в короне?
Что такое солнечная хромосфера?

Уважаемые любители астрономии! "Каждый человек в наше время сталкивается со знаками "Зодиака". Таким образом он узнает, под какой звездой (созвездием) он родился. Но часто, сравнив астрологические и астрономические даты нахождения Солнца в том или ином созвездии, люди удивляются несовпадению этих дат. Все дело в том, что за 2 тысячи лет со времени создания гороскопов все звезды сместились на небосводе относительно точек равноденствий. Это явление называется прецессией (предварением равноденствий) и об этом явлении рассказывается в замечательной статье академика А.А. Михайлова "Прецессия". Впервые статья была опубликована в журнале "Земля и Вселенная" №2 за 1978 год."

Академик А. А. Михайлов.

ПРЕЦЕССИЯ.

26 апреля Александру Александровичу Михайлову исполнится 90 лет. Труды академика А. А. Михайлова получили мировое признание. Поразительна многогранность его научных интересов. Это - практическая и теоретическая гравиметрия, теория затмений, звёздная астрономия и астрометрия. Велики заслуги академика А. А. Михайлова в становлении и развитии советской астрономии. Редакционная коллегия и читатели «Земли и Вселенной» сердечно поздравляют Александра Александровича с юбилеем и желают ему здоровья и новых творческих успехов.

«Прецессия» в переводе с латинского означает «хождение вперед». Что представляет собой прецессия и как определяется ее величина!

ГДЕ НАЧАЛО ОТСЧЕТА КООРДИНАТ?

Положение точки на поверхности Земли определяется двумя координатами - широтой и долготой. Экватор как начало отсчета широты дан самой природой. Это-линия, во всех точках которой отвес перпендикулярен оси вращения Земли. Начало же отсчета долгот приходится выбирать условно. Это может быть меридиан, проходящий через какую-нибудь точку, которая принимается за исходную. Поскольку вычисление долготы связано с измерением времени, то за такую точку принимают астрономическую обсерваторию, где время определяется наиболее точно. Так, во Франции в старину долготы исчислялись от Парижской обсерватории; в России после основания в 1839 году Пулковской обсерватории - от меридиана, проходящего через центр ее главного здания. Были попытки взять за исходную точку такую, чтобы на данной территории все долготы отсчитывались в одну сторону. Например, в XVII веке за начало была принята самая западная точка Старого света - Ферро, один из Канарских островов, к востоку от которого лежала вся Европа, Азия и Африка. В 1883 году по международному соглашению за начальный принят меридиан, проходящий через оптическую ось пассажного инструмента Гриничской обсерватории («Земля и Вселенная», № 5, 1975, с. 74-80.- Ред.).

Выбор начального меридиана для отсчета долгот не имеет принципиального значения и диктуется целесообразностью и удобством. Важно лишь, чтобы исходная точка была устойчива и не находилась бы в сейсмически неспокойном районе. Нужно также, чтобы она не располагалась слишком близко к полюсу, где положение меридиана определяется не очень уверенно. При соблюдении этих условий постоянство начального меридиана будет обеспечено на тысячи лет, так как смещение блоков земной коры не превышает нескольких миллиметров в год, что может вызвать изменение долготы на 0,1" лишь за тысячелетие.

На небесной сфере положение светил тоже определяется двумя сферическими координатами, аналогичными географическим координатам. Широта здесь заменена склонением, равным угловому расстоянию точки от небесного экватора - большого круга, плоскость которого перпендикулярна оси вращения Земли. Географической долготе соответствует прямое восхождение, которое отсчитывается с запада на восток - в сторону движения планет Солнечной системы. Однако выбор начальной точки на небесной сфере сложнее. Понятно, что такая точка должна быть неподвижной, но относительно чего? Нельзя брать за начало какую-нибудь звезду, ведь каждая звезда имеет собственное движение, и у некоторых оно превышает \" в год. Это в десятки тысяч раз больше, чем движение нуль-пункта географической долготы.

ПОЧЕМУ ИЗМЕНЯЕТСЯ СКЛОНЕНИЕ ЗВЕЗД?

Астрономия как наука возникла в глубокой древности отчасти вледст-вие потребности в измерении времени, связанного с видимым суточным и годичным движениями Солнца, которые вызывают смену дня и ночи и времен года. Отсюда сама собой появилась тесно связанная с Солнцем система астрономических координат. За нуль-пункт прямых восхождений была принята точка пересечения небесного экватора с эклиптикой, через которую Солнце проходит в момент весеннего равноденствия. Во времена древних астрономов эта точка находилась в зодиакальном созвездии Овна, знак которого Т похож на греческую букву гамма. Такое обозначение точки весеннего равноденствия сохранилось до сих пор. Она ничем не отмечена на небе и определить ее положение можно, лишь измеряя вблизи равноденствия склонения Солнца: в момент, когда при переходе из южного полушария в северное его склонение равно нулю, центр Солнца и будет находиться в точке весеннего равноденствия. Привязку ее к звездам астрономы умели делать более 2000 лет тому назад. В то время не было средств для наблюдения звезд днем наряду с Солнцем, так что приходится удивляться остроумию и умению древних наблюдателей.

Греческий астроном Клардий Пто-лемей в знаменитом сочинении, известном нам под искаженным арабским названием «Альмагест» (середина II века), писал, что живший за три столетия до него величайший греческий астроном Гиппарх определял широты звезд (угловые расстояния от эклиптики), а также их склонения (расстояния от экватора) и сравнивал их с аналогичными наблюдениями Тимохариса, произведенными на 100 лет раньше. Гиппарх нашел, что широты звезд остались неизмененными, а склонения заметно изменились. Это указывало на смещение экватора относительно эклиптики. Птолемей проверил выводы Гип-парха и получил следующие склонения звезд: а Тельца а Девы Альдебаран Спика + 8°45" +1°24" (Тимохарпс) + 9°45" +0°36" (Гиппарх) +11°0" -0°30" (Птолемей) Оказалось, что склонение Альде-барана со временем увеличилось, а Спики уменьшилось. Гиппарх истолковал это перемещением среди звезд точки весеннего равноденствия. Она движется навстречу Солнцу, поэтому Солнце возвращается к ней раньше, чем опишет полный оборот по эклиптике. Отсюда и произошел термин «предварение» равноденствия (по-латыни, ргаесезэеге). Перемещение точки весеннего равноденствия (Г) за период с III века до нашей эры по II век. Изменение склонений звезд Алъдебарана (А) и Спики (8) К. Птолемей связал со смещением экватора относительно эклиптики, а значит, и с движением точки их пересечения Г навстречу Солнцу (направление его движения указано стрелкой).

Изменилось и положение Северного полюса мира с Р на Р"

Скорость движения точки весеннего равноденствия по эклиптике весьма мала, Гиппарх оценил ее в 1° за 100 лет, или 36" в год. Птолемей получил большее значение-почти 60" в год. С тех пор эта фундаментальная для астрометрии величина уточнялась по мере накопления наблюдений, совершенствования техники и течения времени. Арабские ученые в Х-XI веках находили, что точка весеннего равноденствия смещается за год на 48-54", великий узбекский астроном Улугбек в 1437 году получил 51,4". Последний, кто проводил наблюдения невооруженным глазом, был Тихо Браге. В 1588 году он оценил эту величину в 51".

Год природы, то есть период повторения сезонов, называемый тропическим годом, определяется движением Солнца относительно точки весеннего равноденствия и равен 365,24220 средних солнечных суток. Полное обращение Солнца относительно неподвижной точки эклиптики, например звезды с исчезающе малым собственным движением, известно как звездный, или сидерический, год. Он равен 365,25636 суток, то есть на 0,01416 суток, или 20 минут 24 секунды, длиннее тропического года. Именно такой промежуток времени требуется Солнцу для прохождения отрезка эклиптики, на который отступила за год точка весеннего равноденствия.

ВСЕГДА ЛИ ПОЛЯРНАЯ ОСТАНЕТСЯ ПОЛЯРНОЙ

Итак, более 2000 лет назад было обнаружено явление прецессии, но объяснение его дал лишь в 1687 году Исаак Ньютон в своем бессмертном сочинении «Математические начала натуральной философии». Он правильно заключил, что вследствие суточного вращения вокруг оси Земля имеет форму слегка сплющенного у полюсов эллипсоида. Ее можно рассматривать как шар с добавочной массой, расположенной вдоль экваториального пояса. Притяжение Земли Луной и Солнцем в этом случае можно разделить на две части: притяжение земного шара силой, приложенной к его центру, и притяжение экваториального пояса. Когда Луна 2 раза в месяц, а Солнце 2 раза в год отходят от плоскости земкого экватора, их притяжение создает момент силы, стремящийся повернуть Землю так, чтобы ее экватор проходил через эти светила.

Силы притяжения Луны, действующие на центр нашей планеты и ее экваториальный пояс экватора, их притяжение создает момент силы, стремящийся повернуть Землю так, чтобы ее экватор проходил через эти светила. Если бы Земля не вращалась, то такой поворот действительно произошел бы, но быстрое вращение Земли (ведь точка ее экватора перемещается со скоростью 465 м/с) создает гироскопический эффект, как у вращающегося волчка. Сила тяжести стремится повалить волчок, но вращение удерживает от падения, и его ось начинает движение по конусу с вершиной в точке опоры. Подобно этому и земная ось описывает конус вокруг оси эклиптики, ежегодно отходя на 50,2" и совершая полный оборот почти за 26 000 лет. Это изменение направления земной оси в пространстве приводит к тому, что Северный полюс мира описывает вокруг Северного полюса эклиптики малый круг с радиусом около 23,5°, то же происходит и с Южным полюсом. Поскольку собственные движения звезд малы по сравнению с прецессионным движением, можно считать звезды практически неподвижными, а полюсы - перемещающимися среди них.

В настоящее время Северный полюс мира находится очень близко к яркой звезде 2-й величины к Малой Медведицы, которая поэтому называется Полярной. В 1978 году угловое расстояние полюса от этой звезды равно 50", а в 2103 году оно станет минимальным - всего 27". Мы бы назвали такую близость полюса мира к яркой звезде удачной. Действительно, в практической астрономии и ее приложениях к географии, геодезии, навигации и авиации Полярная звезда используется для определения широты и азимута. К 3000 году Северный полюс удалится от нынешней Полярной звезды почти на 5°. Затем долгое время не будет близкой к полюсу яркой звезды. Около 4200 года полюс подойдет на расстояние 2° к звезде а Цефея 2-й величины. В 7600 году полюс окажется близ звезды б Лебедя 3-ей величины, а в 13800 году полярной, хотя и далекой от полюса (на 5°), будет наиболее яркая звезда северного полушария Вега в созвездии Лиры.

В южном полушарии, наоборот, полюс сейчас находится в области неба, крайне бедной яркими звездами. Ближайшая к полюсу звезда о Октанта имеет всего 5-ю величину и едва видна невооруженным глазом. Зато в будущем, хотя и далеком, в южном полушарии будет «урожай» на близполюсные звезды. Однако движение полюсов не строго равномерно, оно медленно изменяется вследствие векового уменьшения наклона экватора к эклиптике, а также уменьшения эксцентриситета земной орбиты. Кроме того, происходят более значительные периодические колебания в положении полюсов, вызванные изменениями склонений Луны и Солнца. Когда их склонения увеличиваются - светила удаляются от экватора,- возрастает их стремление повернуть Землю в свою сторону. Хотя Луна имеет массу в 27 млн. раз меньше массы Солнца, но она настолько ближе к Земле, что ее действие в 2,2 раза сильнее действия Солнца. Таким образом, почти 70% прецессионного движения вызывается Луной.Луна и Солнце периодически изменяют свое положение относительно экватора. Склонение Солнца регулярно меняется в пределах ±23,5° с годичным периодом, склонение Луны меняется более сложно, в зависимости от положения узлов лунной орбиты, которые совершают один оборот по эклиптике за 18,6 года. Наклон лунной орбиты к эклиптике составляет 5° и, когда восходящий узел близок к точке весеннего равноденствия, наклон орбиты складывается с наклоном эклиптиг.ч, так что склонение Луны в течение месяца колеблется между ±28,5°. Через 9,3 года, когда к точке весеннего равноденствия подходит нисходящий узел, наклоны вычитаются и склонение Луны меняется в пределах ±18,5°. Месячные изменения склонения Луны и годичные изменения склонения Солнца не успевают произвести значительного действия на прецессионное движение. Колебание же склонения Луны с периодом 18,6 года вызывает колебания земной оси с амплитудой 9,2", называемые нутацией. Это явление открыл английский астроном Джеймс Брад-лей в 1745 году.

Имеется еще одно обстоятельство, не влияющее на склонения звезд, но тем не менее вызывающее небольшое движение точки весеннего равноденствия. Это - притяжение планет Солнечной системы.Положения Северного (вверху) и Южного (внизу) полюсов мира среди, звезд. Положения полюсов отмечены цифрами через каждую тысячу лет, начиная с 2000 года до нашей эры (-2) и кончая 23000 годом (23). Планеты слишком далеки от Земли, чтобы их действие на экваториальный пояс Земли было ощутимым. Однако вследствие наклонов планетных орбит к эклиптике возникает некоторый, хотя и очень слабый момент сил, стремящийся повернуть плоскость земной орбиты до совпадения с плоскостью орбиты данной планеты. Суммарное действие всех больших планет слегка изменяет положение эклиптики, что сказывается и на положении точек пересечения ее с экватором, то есть на положении точки весеннего равноденствия. Это дополнительное смещение, равное примерно 0,1" в год, называется прецессией от планет, тогда как основное движение есть лунно-солнечная прецессия. Суммарное действие лунно-солнечной прецессии и прецессии от планет называется общей прецессией.

КАК ИЗМЕРИТЬ ПРЕЦЕССИЮ?

Зная массы планет и элементы их орбит, можно точно вычислить значение прецессии от планет, но лунно-солнечную прецессию приходится определять из наблюдений почти тем же способом, как это впервые сделал Гиппарх,- по изменениям планет Солнечной системы.

Прецессия и нутация земной оси (масштаб нутационных колебаний для наглядности увеличен)склонении звезд. Такой способ проще и надежнее, чем нахождение положений точки весеннего равноденствия среди звезд. Однако дело осложняется тем, что все звезды имеют собственные движения, также влияющие на их склонения, и приходится тщательно исследовать и исключать эти движения из наблюдавшихся склонений звезд. Особенно трудно исключить систематические движения звезд, вызванные перемещением Солнца в пространстве и вращением Галактики.

Большую работу по точному определению значения общей прецессии выполнил в конце прошлого века американский астроном Саймон Ньюком. Полученное им значение было утверждено в 1896 году международной комиссией, хотя теперь мы знаем, что определение этой важной постоянной, произведенное почти на полвека раньше пулковским астрономом, а впоследствии директором Пулковской обсерватории О. В. Струве, точнее. Значение общей прецессии, вычисленное Нью-комом для 1900 года, равно: 50,2564" + 0,000222" Т (второй член дает годичное изменение, Т-число лет, протекших с начала 1900 года). Постоянной прецессии Ньюкома пользовались все астрономы в течение 80 лет. Лишь в 1976 году XVI съезд Международного астрономического союза в Гренобле принял новое значение для 2000 года: 50,290966" + 0,0002222" Т. Старое значение для 2000 года (50,2786") на 0,0124" меньше нового. В заключение опишем способ определения постоянной прецессии, разработанный в последние десятилетия. Мы уже задавались вопросом, как найти на небесной сфере неподвижную точку для обоснования нуль-пункта прямых восхождений. Еще в 1806 году французский астроном и математик Пьер Лаплас высказал мысль, что наименьшими, исчезающе малыми собственными движениями обладают слабые и далекие туманные пятна, видимые в телескопы во многих местах неба. Лаплас считал их большими звездными системами, удаленными от нас на огромные расстояния. Впоследствии Лаплас, пытаясь обосновать свою космогоническую гипотезу, изменил мнение о природе туманностей. Он полагал, что это - планетные системы, находящиеся в стадии формирования, то есть образования, гораздо меньшие и более близкие к нам. Теперь мы знаем, что правильно первое мнение Лапласа, но на это предположение в свое время не обратили внимания, да и не было тогда для него обоснования. Практическое осуществление идеи Лапласа - определить нуль-пункт прямых восхождений относительно внегалактических туманностей - стало возможным только после усовершенствования астрофотографии.

Внегалактические туманности - галактики - нельзя считать абсолютно неподвижными. Как следует из теории расширяющейся Вселенной, галактики удаляются от нас со скоростями, пропорциональными их расстояниям. Если принять, что поперечные линейные скорости одного порядка со скоростями удаления, то они составляют примерно 75 км/с на 1 млн. парсек, или 3, 26 млн."световых лет. Тогда получается, что смещения далеких галактик на небесной сфере станут заметными лишь через миллионы лет. Таким образом, галактики могут служить основой инерциальной системы координат - системы, которая не имеет вращения, а обладает только поступательным прямолинейным движением («Земля и Вселенная», № 5, 1967, с. 14-24.-Ред.). Строго говоря, движение должно быть и равномерным, но мы не располагаем способом обнаружения неравномерности и потому вынуждены с ней не считаться.

Лишь в 30-х годах текущего столетия пулковские и московские астрономы подняли вопрос о привязке системы звездных положений к далеким галактикам. Предложение советских астрономов подробно обсуждалось в 1952 году на VIII съезде Международного астрономического союза в Риме, и вскоре А. Н. Дейч в Пулкове и С. Василевские на Лик-ской обсерватории в США получили многочисленные фотографии галактик и слабых звезд. Эти снимки можно было использовать в качестве «первых эпох», дающих положения звезд для некоторых исходных моментов. Повторение таких снимков через 20 и более лет послужило для определения абсолютных собственных движений звезд относительно галактик. Эти работы выполнялись в Пулкове, Москве, Ташкенте и на нескольких зарубежных обсерваториях. Установление инерциальной системы с помощью далеких галактик осложняется тем, что галактики, которые имеют достаточно светлое и четкое ядро для уверенного измерения на фотонегативах, не ярче 15-й звездной величины. Такой же примерно величины бывают и «привязанные» к ним звезды. Для практики же интересны положения ярких звезд - от 1-й до 6-й или 7-й величины, блеск которых в десятки тысяч раз превосходит звезды 15-й величины. Поэтому приходится повторно фотографировать участки неба и производить необходимую привязку часто даже в две ступени, включая промежуточные звезды примерно 10-й величины.

С момента получения фотографий «первых эпох» прошло еще недостаточно времени, чтобы в полной мере использовать преимущества нового способа определения постоянной прецессии. В будущем этот метод даст уверенное и точное обоснование инерциальной системы координат. И тогда положение точки весеннего равноденствия - нуль-пункт прямых восхождений - будет «закреплено» на небесной сфере на многие тысячелетия.

Причины

Кроме Луны и Солнца, прецессионное смещение вызывают и другие планеты (в основном из-за уменьшения наклона плоскости эклиптики к экватору), но оно невелико, в сумме примерно 12 угловых секунд в столетие и направлено противоположно лунно-солнечной прецессии . Имеются и другие факторы, возмущающие направление земной оси - апериодическое «блуждание полюсов », изменения океанических течений, движение атмосферных масс, сильные землетрясения, изменяющие форму геоида и т. п., однако их вклад в смещение земной оси по сравнению с прецессией и нутацией ничтожен .

Последствия

Исторический очерк

См. также

Примечания

, Глава «Почему изменяется склонение звезд?».
, Глава «Как измерить прецессию?».
Прецессия .
, с. 183.
, Глава «Всегда ли Полярная останется Полярной».
, с. 354-355.
Basics of Space Flight, Chapter 2 (неопр.) . Jet Propulsion Laboratory . Jet Propulsion Laboratory/NASA (29 октября 2013). Проверено 26 марта 2015.
Куликов К. А. Движение полюсов Земли. - Изд. 2-е. - М. : Изд-во АН СССР, 1962. - 87 с. - (Научно-популярная серия).
Le Maistre S., Folkner W.M., Jacobson R.A., Serra D. Jupiter spin-pole precession rate and moment of inertia from Juno radio-science observations // Planetary and Space Science. - 2016. - Vol. 126. - P. 78-92. - DOI :10.1016/j.pss.2016.03.006 . - Bibcode : 2016P&SS..126...78L .
Kuchynka P. et al. New constraints on Mars rotation determined from radiometric tracking of the Opportunity Mars Exploration Rover // Icarus. - 2014. - Vol. 229. - P. 340-347. - DOI :10.1016/j.icarus.2013.11.015 . - Bibcode : 2014Icar..229..340K .
Циклы Миланковича (неопр.) . Элементы.