Sférická astronomie

Sférická astronomie nebo poziční astronomie  je odvětví astronomie , které studuje, jak určit polohu objektů na nebeské sféře , když jsou pozorovány ze Země v určitém okamžiku a na určitém místě. Sférická astronomie využívá matematické metody sférické geometrie a astrometrických měření a úzce souvisí s problémem redukce pozorování.

Toto je nejstarší odvětví astronomie. První poznatky s tím související pocházejí z antického světa . Pozorování nebeských těles bylo a zůstává důležité pro mnoho náboženství a astrologii , stejně jako pro měření času a navigaci . Sférická astronomie částečně řeší problém, inverzní problém astrometrie: umožňuje předpovídat polohu nebeských těles k určitému datu na určitém místě, například výpočtem efemerid na základě modelů pohybu sluneční soustavy.

Předmět a obsah sférické astronomie

Zatímco astrometrie v praxi implementuje měření poloh a relativních pohybů astronomických objektů, sférická astronomie se jako teoretičtější disciplína, úzce související s matematikou , zabývá ustavením nebeských souřadnicových systémů a časových referenčních systémů a také přechody mezi nimi. Ve skutečnosti je hlavním úkolem sférické astronomie redukce pozorování, tedy výpočet souřadnic a rychlostí nebeských těles v určitém souřadnicovém systému v daném časovém okamžiku na základě jejich pozorování [1] .

Základním pojmem sférické astronomie je nebeská sféra , tedy imaginární sféra o libovolném poloměru soustředěná na pozorovatele, na kterou se promítají viditelné polohy astronomických objektů a na níž jsou zavedeny nebeské souřadnicové systémy, z nichž nejpoužívanější jsou: horizontální, dva rovníkové, ekliptické a galaktické. Přechody mezi nimi se provádějí podle vzorců sférické trigonometrie [1] .

Během pozorování jsou viditelné souřadnice nebeských těles na nebeské sféře, kromě správného pohybu těles ve vesmíru , ovlivněny několika faktory: precese , nutace , lom , aberace a paralaktické posunutí . První dva důvody vedou ke globálním posunům nebeských souřadnicových systémů a poslední tři důvody, známé v klasické fyzice , stejně jako vychylování světla gravitačním polem , předpovídané relativistickou fyzikou (a lom plazmy slunečního větru , zásadní pro rádiové vlny), vedou v průběhu času k malým kvaziperiodickým změnám viditelných souřadnic, jejichž eliminace (snížení) vede souřadnice těles do topocentrického souřadnicového systému spojeného s pozorovatelem v době pozorování a směru os z toho je dáno polohou pozorovatele na povrchu Země [1] .

Dalším krokem je redukce na souřadnicový systém Země, spojený se Zemí jako celkem, a z ní přes zohlednění precese a nutace na inerciální souřadnicovou soustavu, pro kterou je nutné znát parametry zemské soustavy. postava a rotace. V tomto se sférická astronomie spojuje s geodézií , kartografií a gravimetrií . Navíc se doba pozorování zkracuje i na inerciální soustavu, což vyžaduje znalost parametrů pohybu Země ve sluneční soustavě a zohlednění korekcí obecné teorie relativity [1] .

Prvky

Základními prvky sférické astronomie jsou souřadnicové systémy a čas. K označení polohy nebeských těles se používá rovníkový souřadnicový systém , založený na projekci zemského rovníku na nebeskou sféru. Poloha objektu je určena jeho rektascenzí (α) a deklinací (δ). Na základě těchto údajů, zeměpisné šířky a místního času můžete určit polohu objektu ve vodorovném souřadnicovém systému , konkrétně jeho výšku a azimut [1] .

Souřadnice objektů na hvězdné obloze, jako jsou hvězdy a galaxie, se zadávají do katalogů , které udávají polohu objektu v konkrétním čase, obvykle v roce, nazývaném epocha katalogu. Právě referenční katalogy spolu s postupy měření a redukce pozorování implementují nebeské souřadnicové systémy do praxe. Kombinovaný vliv precese , nutace a vlastních pohybů nebeských těles však vede k tomu, že se jejich souřadnice s časem poněkud mění. Vliv takových změn v pohybu Země je kompenzován periodickým vydáváním nových vydání katalogů [1] .

K určení poloh Slunce a planet se používají astronomické efemeridy (tabulka hodnot, která umožňuje určit polohu nebeských těles v určitém čase, vypočítaná metodami nebeské mechaniky ) [1] .

Aplikace sférické astronomie

Sférická astronomie je základem pro astronomii obecně a má četné aplikace. Ve fundamentální astronomii se v důsledku zpracování redukovaných astrometrických pozorování určují parametry nebeských souřadnicových systémů a časových měřítek, zpřesňují se redukční parametry a sestavují se systémy astronomických konstant. V aplikované astronomii se sférická astronomie běžně používá v procesu řešení navigačních problémů , tedy určování souřadnic pozorovatele, a to jak na Zemi, tak ve vesmíru [1] .

Historie

Astronomie se zrodila z potřeby určit okamžiky určitých událostí, ekonomického i náboženského významu. Zemědělství si vyžádalo založení kalendáře, a proto již starověcí obyvatelé Mezopotámie a Egypta určovali délku roku poměrně přesně a naučili se ji také předpovídat z dlouhých řetězců zatmění Slunce a Měsíce . Při počítání času se dodnes používá hexadecimální číselný systém starých Babyloňanů [2] .

Další pokrok je spojen s rozkvětem filozofie a matematiky ve starověkém Řecku. První starověký řecký astronom Thales z Milétu (konec 7.–první polovina 6. století př. n. l.) – jeden ze „ sedmi mudrců “, podle legendy stanovil dobu rovnodennosti a slunovratů, určil délku roku na 365 dní a uvědomil si, že měsíc sám nesvítí a tak dále. Zemi přitom považoval za plochý kotouč a nechápal příčiny zatmění [2] .

Eclipses dokázal správně vysvětlit Anaxagoras z Klazomen (asi 500-asi 428 př.nl) a hypotézu kulovitosti Země formulovali Pythagorejci , vlastní také model nebeských sfér, ze kterého tento koncept zůstal v moderní astronomie. Ve druhé polovině 5. století př. Kr. E. Athénští astronomové Meton a Euctemon pozorováním rovnodenností a slunovratů stanovili trvání tropického roku s přesností na půl hodiny a zjistili nerovnost ročních období, tedy nerovnoměrný pohyb Slunce podél ekliptiky [2] .

Vývoj prvních rigorózních matematických teorií astronomie patří Eudoxovi z Knidu (asi 400-355 př. Kr.). Vycházel z koule a kruhu jako ideálních obrazců a přišel se systémem, jak rozložit zdánlivý pohyb Slunce a planet na rovnoměrné rotace koulí, táhnout s sebou další koule, k poslední z nich je připojeno nebeské těleso. rovníku. V jeho modelu bylo takových koulí 27, u Calippa  - 34, a Aristoteles (384-322 př. n. l.), díky jehož autoritě se tento model stal dominantním, považoval již za 56 koulí [2] .

Hérakleides z Pontu navrhl, že zdánlivá rotace nejvzdálenější sféry stálic je ve skutečnosti způsobena rotací Země a že změny jasnosti Merkuru a Venuše, které byly problémem ve schématu Eudoxus, jsou způsobeny jejich revoluce kolem Slunce, a ne Země jako středu. Aristarchos ze Samosu (310-230 př. n. l.) na základě pozorování ukázal, že Slunce je mnohem dále než Měsíc, a na tomto základě vyvinul první heliocentrický model, který také vysvětluje absenci viditelné paralaxy hvězd jejich velmi velkými vzdálenostmi od Země [2] .

Astronomové-pozorovatelé Aristillus a Timocharis (3. století př. n. l.) byli průkopníky v určování poloh hvězd a sestavili první hvězdný katalog v rovníkové soustavě, nacházeli správné vzestupy a deklinace hvězd. Eratosthenes z Kyrény (276-194 př. n. l.) určil poloměr Země s přesností až 50 km a sklon ekliptiky k rovníku s přesností až 8 obloukových sekund [2] .

Hipparchos (asi 180-125 př. n. l.) systematizoval a zobecnil všechny předchůdce. Poté, co provedl vlastní měření poloh hvězd a sestavil katalog, našel změny v zeměpisných délkách vzhledem k údajům Aristilla a Timorakhise a dospěl k závěru, že došlo k precesi , tedy pohybu rovnodenností podél ekliptika, což mu umožnilo objasnit délku roku. Pro popis pohybu Slunce po ekliptice navíc zavedl systém epicyklů a excentrů a odvodil „první nerovnost“, rozdíl v poloze středu pravého a průměrného Slunce, které se dnes nazývá tzv. " časová rovnice " [2] .

Dále následovala pauza ve vývoji astronomie, která skončila na konci 1. století našeho letopočtu. E. práce o sférické trigonometrii řeckého astronoma Menelaa z Alexandrie , jejichž výsledky pak použil Ptolemaios (asi 100-165 let), jehož 13 knih Almagest se stalo hlavním zdrojem astronomických znalostí na dalších patnáct set let v celé Eurasii . Ptolemaiův hvězdný katalog byl poté opakovaně aktualizován: al-Battani (880), al-Sufi (964), Alphonse Tables (1252), Ulugbek (1437), což umožnilo objasnit precesní konstantu a sklon ekliptiky k jednotkám minutových oblouků [2] .

Heliocentrická teorie Koperníka , publikovaná v roce 1543, byla dalším velkým krokem, jehož význam si uvědomil až později, po práci Tycha Brahe (1546-1601), který dosáhl nejznámější přesnosti pozorování hvězd a planet s pouhým okem a sestavil nový katalog 777 hvězd s přesností poloh v půl oblouku. Jeho pozorování Marsu umožnilo Keplerovi odvodit zákony pohybu planet , což nakonec potvrdilo prioritu heliocentrického systému [2] .

John Napier (1550–1617), vynálezce logaritmů , také vyvinul problémy pro řešení sférických trojúhelníků a našel Napierovy analogie . Rychlý rozvoj navigace učinil úkol přesně určit čas naléhavým, pro který Huygens nejprve vynalezl kyvadlo (1656) a poté jarní hodiny (1675). V observatořích se takové hodiny daly použít k ukládání času, ale určení zeměpisné délky na volném moři bylo stále obtížným problémem – přesnost hodin v podmínkách pohybu lodi a teplotních změn byla zcela nedostatečná. Jako paliativum posloužily vypočítané tabulky pohybu Měsíce a hvězdné katalogy, na jejichž základě se dala určit zeměpisná délka, např. Eulerovy tabulky dávaly přesnost asi na stupeň. Poměrně stabilní pružinové hodinky - chronometr  - vynalezl v roce 1735 John Harrison , ale teprve v roce 1761 je jeho syn William vylepšil natolik, že při cestě na Jamajku dosáhl přesnosti měření 1/3 stupně zeměpisné délky [2] .

Koncem 18. století se již vyráběly desetitisíce mechanických hodinek, jejich mechanismy se rychle zdokonalovaly a jejich přesnost rostla. Globalizace obchodu a pohybu lidí si vyžádala zavedení společného času a v roce 1884 byl na mezinárodní konferenci ve Washingtonu přijat standardní čas , jehož výchozím bodem byl Greenwichský čas  - střední sluneční čas na zvoleném nultém poledníku. , Greenwichský poledník . Na stejném místě byla určena i datová čára [2] .

Vynález dalekohledu v 17. století Galileem a jeho zdokonalení Newtonem vedly k rychlému pokroku v přesnosti astronomických pozorování. V roce 1725 anglický královský astronom James Bradley odvodil z pozorování aberaci světla , která se projevuje v podobě periodické změny zdánlivé polohy hvězd v důsledku změny směru a velikosti rychlosti Země vůči nim. V roce 1837 se Friedrichu Besselovi také poprvé podařilo změřit roční paralaxu hvězdy - relativní posunutí hvězdy 61 Cygnus vzhledem k nejbližším v důsledku změny polohy pozorovatele spolu se Zemí ve vesmíru. [2] .

Vývoj teorie pohybu Měsíce a Sluneční soustavy na základě Newtonova zákona univerzální gravitace trval celé 18. a 19. století, zabývali se jím Euler , Clairaut , d'Alembert , Lagrange a Laplace . Přesnost a síla metod se neustále zlepšuje od Newtona, který kvalitativně vysvětlil zploštělost Země v důsledku odstředivé síly a poukázal na to, že gravitační vliv Měsíce, Slunce a planet na rovníkový hrb způsobí precesi. Kvantitativní teorii tohoto jevu podal v roce 1749 d'Alembert , který také vysvětlil nutaci , objevenou Bradleyem v roce 1745, tímto účinkem. Laplace tuto teorii zdokonalil tím, že vzal v úvahu oceány a atmosféru, stejně jako příliv a odliv, zavedl také koncept potenciálu , který se později stal základním ve fyzice, a předložil předpoklad o pohybu pólů a nerovnoměrné rotaci pólů. Země. Clairaut se zabýval otázkou tvaru Země, když zjistil, jak z gravimetrických měření určit její stlačení [2] .

Pokrok v přesnosti pozorování ke konci 19. století umožnil odhalit pohyb pólů, jejichž oscilaci s periodou asi 1,2 roku nalezl Seth Chandler v roce 1891 a nese jeho jméno. Koncem 19. století byla dokončena teorie rotace absolutně pevné Země a Oppolzer získal vzorce popisující precesi a nutaci. Simon Newcomb , který zavedl moderní systém precesních parametrů, však v roce 1892 předložil myšlenku, že Chandlerovo kolísání je způsobeno vlivem elasticity Země na volné Eulerovy oscilace pevného zemského pólu. Ukázalo se tedy, že pohyb pólu nelze teoreticky získat bez přesné znalosti stavby Země, což nás nutí tento pohyb určovat pravidelným měřením. Za tímto účelem byla v roce 1898 vytvořena International Latitude Service , jejíž funkce byly poté převedeny na International Earth Rotation Service [2] .

Pozorování Měsíce a Slunce, včetně těch starověkých, ve srovnání s přesnými teoriemi pohybu sluneční soustavy z konce 19. a počátku 20. století, které vyvinuli Newcomb, Brown a de Sitter , vedlo k objevu sekulárního zpomalení rotace Země . Newcombova teorie pohybu Slunce byla tak přesná, že se stala základem pro vytvoření první dynamické časové škály – efemeridní časové škály a definice efemeridní sekundy . Teprve do poloviny 20. století se přesnost hodin - atomových frekvenčních standardů  - stala lepší než u efemeridního času a přechod na atomovou stupnici umožnil přímo měřit nerovnoměrnost rotace Země [2] .

Nový vývoj pozorovací techniky na konci 20. století - rádiová interferometrie s velmi dlouhými bázemi , laserové měření vzdálenosti a další metody - umožnil dále zlepšit přesnost astrometrických měření a tvar Země na milimetrovou přesnost, což přimělo vzít v úvahu relativistické efekty odchylky a zpoždění elektromagnetických signálů v gravitačních polích, které byly oficiálně stanoveny rozhodnutími Mezinárodní astronomické unie v roce 2000. Použití vysoce přesné technologie umožnilo zmapovat gravitační pole Země, změřit vliv gravitačního pole na rychlost hodin a uvést do praxe globální satelitní navigační systémy GPS (Global Positioning System) a GLONASS (GLOBAL ). NAVIGACE Systém Sputnik). Nové referenční katalogy, vzhledem k nimž se určují nebeské souřadnice, dosáhly přesnosti 0,1 obloukové sekundy v rádiu a několik milisekund v optickém rozsahu [3] [2] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Žarov, 2006 , 1.1. Hlavní úkoly řešené sférickou astronomií..
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Zharov, 2006 , 1.2. Stručný historický přehled.
  3. ↑ Žarov, 2006 , 1.1. Hlavní úlohy řešené sférickou astronomií.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích