Ekliptický

Ekliptika (z lat.  (linea) ecliptica , z jiného řeckého ἔκλειψις  - zatmění) - velký kruh nebeské sféry , podél kterého dochází k ročnímu pohybu Slunce vzhledem ke hvězdám viditelným ze Země . V souladu s tím je rovina ekliptiky rovinou rotace Země kolem Slunce (rovina zemské oběžné dráhy ). Moderní, přesnější definice ekliptiky je řez nebeskou sférou rovinou oběžné dráhy kolem Slunce barycentra soustavy Země - Měsíc [1] [2] .

Všechny známé planety sluneční soustavy a většina ostatních těles v ní se pohybují v blízkosti roviny ekliptiky stejným směrem jako Země. Souhvězdí, která leží v rovině ekliptiky, se nazývají souhvězdí zvěrokruhu . Rovina ekliptiky je základní rovinou ekliptického souřadnicového systému , ve kterém jsou souřadnice hvězdy vyjádřeny v ekliptické zeměpisné šířce a ekliptické délce [3] .

Etymologie

Název "ekliptika" ( řecky ἐκλειπτική - zatmění [čára]) je spojen se skutečností známou již od starověku, že zatmění Slunce a Měsíce nastává pouze tehdy, když je Měsíc blízko průsečíků své oběžné dráhy s ekliptikou. Tyto body na nebeské sféře se nazývají lunární uzly . Období jejich revoluce na ekliptice, které se rovná asi 18 letům, se nazývá saros neboli drakonické období.

Zdánlivý pohyb Slunce

Jako první přiblížení se Země pohybuje po ploché dráze kolem Slunce. Avšak vzhledem k tomu, že oběžná dráha Měsíce je vůči ekliptice nakloněna a Země se otáčí kolem barycentra systému Měsíc-Země, skutečné Slunce [4] není vždy přesně na ekliptice, ale může se odchýlit. o několik sekund oblouku. Na zdánlivou polohu Slunce mohou mít vliv i rušení z jiných planet a také poloha pozorovatele na povrchu Země.

Ale i bez zohlednění toho se Slunce po ekliptice pohybuje nerovnoměrně. Dráha Země není kruhová, a proto se úhlové rychlosti Země kolem Slunce v různých časech liší. V průměru Slunce prochází podél ekliptiky asi 1° za den na východ a průměrný sluneční den trvá 24 hodin, na rozdíl od hvězdných dnů 23 hodin 56 minut [3] .

Ekliptický a nebeský rovník

Roviny ekliptiky a rovníku se neshodují a v tuto chvíli je mezi nimi úhel 23°26'. Z tohoto důvodu se v průběhu roku mění deklinace Slunce a v důsledku toho dochází ke změně ročních období [3] .

Ekliptika a nebeský rovník se protínají ve dvou bodech na nebeské sféře: v bodech jarní a podzimní rovnodennosti. Vlivem precese se poloha nebeského rovníku (a s ním i rovnodennosti) mění s periodou 26 000 let. Nestabilní je také úhel mezi rovníkem a ekliptikou: za posledních 5 milionů let se vlivem precese měnil v rozmezí od 22,0° do 24,5° [6] .

Podle Astronomického almanachu z roku 2010 je úhel mezi rovníkem a ekliptikou přibližně popsán vzorcem [7] :

kde T je počet století od epochy J2000.0 . Tento vzorec je dostatečně přesný pouze pro časový rozsah několika století a bere v úvahu pouze vliv precese, nikoli však nutace [8] .

Rovina sluneční soustavy

Většina objektů ve sluneční soustavě se točí kolem Slunce v blízkosti roviny ekliptiky ve stejném směru. To je vysvětleno skutečností, že sluneční soustava byla vytvořena z protoplanetárního disku , jehož rovina je invariantní rovinou : neshoduje se s rovinou ekliptiky, ale je blízko ní.

Invariantní rovina je určena součtem momentu hybnosti, k němuž více než 60 % přispívá orbitální pohyb Jupitera [11] .

V epoše J2000.0 je úhel mezi těmito rovinami 1,57°. Invariantní rovina je pevně daná definicí a ekliptika může měnit svou polohu, i když mnohem pomaleji než rovníková rovina. Navzdory tomu je přesná poloha invariantní roviny těžko určitelná, proto se mnohem častěji používá rovina ekliptiky [11] .

Úhly sklonu drah planet sluneční soustavy k rovině ekliptiky

Ekliptika v literatuře

V "Pirxově příběhu" Stanislava Lema (ze série "Příběhy o pilotovi Pirksovi" ) je ekliptika zónou pro kosmické lodě zakázanou, ale pilot Pirks v ní kvůli řadě okolností musí létat. Proto se mu podaří spatřit dávno mrtvou mimozemskou loď přivedenou do roviny ekliptiky mimosystémovým meteoritovým rojem.

Poznámky

  1. ↑ Ekliptika . Astronet . Astronet .
  2. ↑ Ekliptický // Encyklopedický slovník Brockhause a Efrona  : v 86 svazcích (82 svazcích a 4 dodatečné). - Petrohrad. , 1890-1907.
  3. ↑ 1 2 3 Kononovich E.V., Moroz V.I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. - URSS, 2004. - S. 26-30. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  4. ↑ Tedy přesné souřadnice středu slunečního disku v reálném čase. V astronomii termín „pravdivý“ ve vztahu k nebeským tělesům a bodům na jejich drahách (jako jsou uzly ) implikuje opak termínu „průměrný“ . „Průměr“ zde znamená „průměrný“, získaný interpolací skutečných pozic pro zjednodušení výpočtů.
  5. ↑ Laskar, J. Sekulární pojmy klasických planetárních teorií s využitím výsledků obecné teorie relativity   : časopis . - 1986. - . , tabulka 8, u SAO/NASA ADS
  6. ↑ Berger, A. L. Obliquity and Precession for the Last 5 000 000 Years  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1976. - Sv. 51 , č. 1 . - str. 127-135 . - .
  7. ↑ Astronomický almanach 2010 , str. B52
  8. ↑ Newcomb, Simon. Kompendium sférické astronomie . - MacMillan Co., New York, 1906. , str. 226-227, v Google Books
  9. ↑ Dziobek, Otto. Matematické teorie planetárních pohybů  (anglicky) . - Register Publishing Co., Ann Arbor, Michigan, 1892. , str. 294, v Google Books
  10. ↑ Rovina ekliptiky . Astronet . Astronet .
  11. ↑ 1 2 D. Souami, J. Souchay. Neměnná rovina sluneční soustavy  // Astronomie a astrofyzika  . — EDP Sciences , 2012.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích