Начало > Астрологичен справочник >

Някои данни от астрономията


Небесна сфера

Небесната сфера е въображаема сфера с произволен радиус и с център в точката на наблюдението. На нейната повърхност се проектират видимите положения на всички небесни обекти.


Нощем при наблюдение на видимия път на звездите се забелязва как те описват концентрични окръжности около център, разположен близо до Полярната звезда. Този център се нарича северен небесен полюс Pn. Линията, минаваща през него и наблюдателя, се нарича небесна ос. Противоположната на северния полюс точка от небесната ос е южният небесен полюс Ps. Важна е и отвесната линия, която минава през центъра на небесната сфера и съвпада с посоката на отвеса в мястото на наблюдението. Тя пробожда небесната сфера в две точки, наречени съответно зенит Z (право над главата на наблюдателя) и надир Z' (диаметрално противоположна на надира и невидима за наблюдателя).


Най-важните окръжности върху небесната сфера са следните:

  • математически хоризонт - равнината, в която лежи той, е перпендикулярна на отвесната линия;
  • небесен екватор - равнината, която определя той, е перпендикулярна на небесната ос;
  • небесен меридиан - минава през зенита Z и северния небесен полюс Pn (също минава през надира Z' и южния небесен полюс Ps).
Най-важни точки, линии и окръжности върху небесната сфера                 Екваториална координатна система

За определяне положенията на космическите обекти се използва екваториалната система, която отчита координатите на обектите спрямо небесния екватор. Едната координата е ъгловото разстояние на светилото от небесния екватор, наречено деклинация (δ). Тя се изменя в градусите от +90° до -90° и е положителна на север от екватора. Деклинацията е аналогична на географската ширина.

Втората координата е аналогична на географската дължина и се нарича ректасцензия (α). Измерва се с ъгъла между равнините на небесните меридиани, единият от които минава през светилото, а другият - през една особена точка от небесния екватор, наречена пролетна равноденствена точка γ (Слънцето се намира в нея по време на пролетното равноденствие). Ректасцензията се отчита от равноденствената точка в посока, противоположна на посоката на въртенето на часовниковата стрелка, ако се гледа от Северния полюс. Тя се мени в границите от 0° до 360°.

Звездите изгряват и залязват по реда на нарастване на ректасцензията им. Понеже това е свързано с въртенето на Земята, ректасцензията може да се измерва и с единиците за време от 0 до 24 часа. За 24 часа Земята прави едно пълно завъртане на 360°, следователно 1 час съответства на 15°, а 1° - на 4 минути.


Преминаването на небесните обекти през небесния меридиан се нарича кулминация. При едното пресичане височината на обекта над хоризонта е максимална и кулминацията се нарича горна, а при другото - височината е минимална и кулминацията е долна. Моментът, когато Слънцето е в горна кулминация, се нарича пладне, а моментът на неговата долна кулминация - полунощ.


В резултат на движението на Земята по нейната орбита за една година видимото положение на Слънцето на фона на звездите описва по небето окръжност, наречена еклиптика (носи името си от гръцката дума еклипсис, която означава "затъмнение"). Тя е окръжност върху небесната сфера, представляваща проекцията на земната орбита на фона на звездите. Равнината на еклиптиката е наклонена към равнината на небесния екватор под ъгъл 23,5°.

Всяка година в дните на пролетното и есенното равноденствие (около 21 март и 23 септември) Слънцето пресича небесния екватор. Тогава продължителностите на деня и нощта са равни.

На 22 юни всяка година Слънцето се отдалечава най-много от екватора в северна посока (23,5°). Това е най-дългият ден от годината за живещите в северното полукълбо. Той се нарича ден на лятното слънцестоене.

Всяка година на 22 декември, в деня на зимното слънцестоене, Слънцето се спуска най-ниско на юг от екватора (също на 23,5°). Този ден е най-късият в годината за жителите на северното полукълбо.


Видимият годишен път на Слънцето по еклиптиката преминава през 12 съзвездия, наречени зодиакални.


Благодарение на елипсовидната форма на Земята посоката на земната ос бавно се мести в пространството и за около 26000г. описва пълен конус, и се връща в първоначалното си положение. Това явление се нарича прецесия.



Лунни фази, лунни възли, слънчеви и лунни затъмнения

Луната се връща на същото място на небето по отношение на звездите веднъж на всеки 27,3 денонощия. Този период от време се нарича сидеричен период (от латинската дума сидерис, означаваща "звезден").


Луната изменя видимото си положение и спрямо Слънцето, като оформя фазите новолуние, млада луна, първа четвърт, нарастваща луна, пълнолуние, намаляваща луна, последна четвърт и стара луна. Интервалът от време между две еднакви лунни фази е 29,5 денонощия и се нарича синодичен период (от гръцката дума синодос, означаваща "съединение").


Орбитата на Луната пресича равнината на еклиптиката в две точки, които се наричат лунни възли. За да настъпи слънчево затъмнение трябва Слънцето и Луната да се наблюдават в една и съща посока (да са в съвпад), а за да бъде затъмнението лунно - в противоположни посоки (опозиция). Това може да се случи само тогава, когато Слънцето при движението си по еклиптиката се озове близо до някой от възлите на лунната орбита. Когато в новолуние Слънцето и Луната се окажат близо до един и същи възел, настъпва слънчево затъмнение, а когато двете тела се окажат близо до двата противоположни възела, което се случва само при пълнолуние, настъпва лунно затъмнение. Общият максимален брой лунни и слънчеви затъмнения, които могат да се случат за една година, е 7. От тях слънчевите са между 2 и 5. Лунните са максимално 3, но може да няма нито едно.

Най-важни точки, линии и окръжности върху небесната сфера


Време и календар

Интервалът от време между две последователни едноименни (горни или долни) кулминации на една звезда се нарича звездно денонощие. За начало на звездното денонощие на дадено място се приема горната кулминация на пролетната равноденствена точка. Звездното денонощие е постоянно по продължителност, но не съвпада с редуването на деня и нощта, което се диктува от Слънцето. В ефемеридите звездното или сидерално време е посочено за всеки ден: определеното спрямо пролетната равноденствена точка сидерално време е посочено за 12 часа по обяд, а определеното спрямо есенната равноденствена точка сидерално време е посочено за 0 часа в полунощ.


Слънчево денонощие е интервалът от време между две последователни и едноименни (горни или долни) кулминации на центъра на слънчевия диск. Поради неравномерността в движението на Земята около Слънцето (и тъй като Слънцето се движи по еклиптиката, а не по небесния екватор) слънчевото денонощие не е постоянно по продължителност и заради това се въвежда средно денонощие. То представлява средния интервал между две едноименни кулминации на центъра на видимия слънчев диск. Неговото начало съвпада приблизително с момента на долната кулмунация на центъра на Слънцето.


Времето, измерено в дадено географско място, е местно време. За всички, които се намират на един и същ земен меридиан, денонощието започва и завършва в един и същи момент. Но за живеещите на други меридиани денонощието започва или завършва по-рано или по-късно в зависимост от това, кога (по-рано или по-късно) кулминира там центърът на слънчевия диск. В края на миналия век е била приета системата за поясно време - Земята се разделя на 24 еднакво широки зони, наречени часови пояси. Всеки часови пояс обхваща интервал от 15° географска дължина, а средното слънчево време на преминаващия през средата на пояса географски меридиан се въвежда като официално време в целия пояс и се нарича гражданско време. Времето във всеки пояс се отличава от това на съседните с 1 час. За начален (нулев) часов пояс се приема този, чийто централен меридиан преминава през прочутата астрономическа обсерватория в Гринуич, близо до Лондон. Антиподът на Гринуичкия меридиан, който отстои на 180° от него и преминава през Тихия океан източно от Япония, се нарича линия на смяна на датата. От двете му страни часовниците показват едно и също време, но от две съседни дати.


Системата за измерване на продължителни интервали от време се нарича календар. В зависимост от това, дали в основата на един календар лежи видимото движение на Луната или на Слънцето, той може да бъде лунен или слънчев. Съвременният календар е слънчев. Той се нарича григориански календар (или нов стил) и се основава на тропическата година.


Средният интервал от време между две последователни преминавания на Слънцето през пролетната равноденствена точка при неговото видимо годишно движение по небесната сфера се нарича тропическа година. Тя съдържа 365 денонощия, 5 часа, 48 минути и 45,98 секунди или приблизително 365,25 денонощия. Това е продължителността на обиколката на Земята около Слънцето.

Планетите

Меркурий и Венера, чийто орбити лежат вътре в земната орбита, се наричат вътрешни планети. Останалите планети се наричат външни. Една вътрешна планета може да се окаже както между Земята и Слънцето (долно съединение или съвпад), така и зад Слънцето ( горно съединение). Планетата е най-близо до Земята в долно съединение и най-далече - в горно. Ъгълът между посоките от Земята към Слънцето и вътрешната планета никога не може да надвиши определена стойност, оставайки винаги остър. Този пределен ъгъл се нарича елонгация (Ел) и за Меркурий достига 28°, а за Венера - 48°.

Най-важни точки, линии и окръжности върху небесната сфера

Външните планети също могат да бъдат зад Слънцето (т.е. в съвпад с него и тогава те са най-отдалечени от Земята). Но те могат да бъдат и в такава конфигурация, че Земята да се намира между планетата и Слънцето - противостояние или опозиция. Тогава планетата е най-близо до Земята.



Първи закон на Кеплер

Орбитите на планетите са елипси, в единия от фокусите на които се намира слънцето. Най-близката до Слънцето точка от орбитата на планетата се нарича перихелий, а най-отдалечената от него точка - афелий.


Голямата полуос на елипсата представлява средното разстояние от планетата до слънцето. Средното разстояние от Земята до Слънцето се нарича астрономоческа единица и се бележи с AU или ае. 1 ае е приблизително равно на 150 000 000 км. Тази единица е подходяща за измерване на разстояния в границите на Слънчевата система.


Сплеснатостта на елипсата се нарича екцентрицитет

Най-важни точки, линии и окръжности върху небесната сфера


Връшане към Астрологичен справочник  

Горе >     |     За контакт     |     Помощ