Astronomija

Nenjutnovo gibanje lune

Nenjutnovo gibanje lune


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ogledal sem si zanimiv odlomek BBC-jeve oddaje o delu observatorija McDonald v njegovih laserskih meritvah razdalje do lune, ki so očitno natančne do nekaj centimetrov. Observatorij je meril vsak dan in s tem je bil v približno 40 letih od približno leta 1970 do približno leta 2010 pridobljen načrt orbite Lune okoli Zemlje.

Na koncu izvlečka dr. Peter Shelus pravi, da meritve kažejo, da oblika orbite lune ni povsem takšna, kot jo pričakujejo "Newtonove" teorije, kar sem razlagal tako, da orbita ni keplerijanska, verjetno pa je mislil nekaj drugega. Težko je vedeti, ker odlomek samo odreže sredino stavka, zato ni jasno, kaj je natančno povedal.

Na kakšen način je kroženje lune nepravilno v skladu z merilno serijo MacDonald?

Poleg tega opažam, da se je financiranje observatorija v letu 2009 zmanjšalo, tako da teh meritev ne izvajajo več, ampak dve drugi observatoriji pripravljata nove serije. Ali te druge opazovalnice opravljajo dnevne meritve tako, kot je to opravljal observatorij MacDonald?


Gibanje lune, izmerjeno s podatki Lunarnega laserskega dosega, ni takšno, kot ga je napovedal Newton. Kot pravi znanstvenik, s katerim je bil opravljen razgovor, je bil Newtonov model natančen do natančnosti podatkov, ki so mu bili na voljo, in dovolj dober, da je orla pristal na Luni leta '69. Podatki Lunarnega laserskega dosega pa lahko Luno postavijo na natančnost do 3 cm.

Relativistični učinki povzročajo, da Luna odstopa od orbite, ki jo je predvidevala Newtonova mehanika, za približno 1 m, večinoma zaradi posebnih relativističnih učinkov, kot je Lorentzova kontrakcija. Splošna relativnost predstavlja spremembo 10 cm. To je veliko manj kot motenje zaradi Jupitra (približno 1 km). Vendar splošna relativnost v celoti upošteva gibanje lune do natančnosti poskusa.

Vsi testi so v soglasju z Einsteinovo splošno relativnostjo, ki se uporablja za numerično integracijo efemeridov. Nobene spremembe gravitacijske konstante ni zaznati. Vir

Lunino merjenje na Apache Pmazilo Ozimski vrt Lunar Lrazsežnost aserja Operacija.


Na koncu izvlečka dr. Peter Shelus pravi, da meritve kažejo, da oblika orbite lune ni povsem takšna, kot jo pričakujejo "Newtonove" teorije, kar sem razlagal tako, da orbita ni keplerijanska, verjetno pa je mislil nekaj drugega.

To je slaba predpostavka. Nedvomno je mislil nekaj drugega. Tudi Kepler je vedel, da Lunina orbita okoli Zemlje ni Keplerijanska. Newton je poskušal to nekeplerovsko vedenje razložiti z vznemiritvami Sonca. Uspelo mu je razložiti nekatere ključne lunine anomalije, toda matematika njegovega časa ni bila povsem kos izzivu. Na popolno Newtonovo razlago bi bilo treba počakati nekaj sto let, vrhunec pa je bilo delo Ernesta Williama Browna.

Da bi razvil svojo (klasično) lunino teorijo, je moral Brown upoštevati gravitacijske motnje številnih različnih predmetov: Sonca, Venere, Jupitra (in v manjši meri drugih planetov) in tudi nesferično naravo Zemeljsko in Lunovo gravitacijsko polje. Kljub temu je moral Brown uvesti faktor prefinjenosti, da je upošteval 10-ločno nihanje v kotnem položaju Lune. Izkazalo se je, da je bila potreba po tej lupini prenos kotnega momenta iz Zemljine rotacije v Zemljino orbito. To upočasni hitrost vrtenja Zemlje (zaradi česar je čas, ki temelji na vrtenju Zemlje, manj kot zvezdna ideja) in povzroči, da se Luna umakne od Zemlje. Brown je te koncepte sčasoma dodal svoji lunarni teoriji.

Brownov študent Wallace J. Eckert je pozneje razširil Lunino teorijo. Eckert je bil prva oseba, ki je uporabila digitalne računalnike (v nasprotju s človeškimi računalniki) pri problemu napovedovanja Lunine orbite. Bil je tudi oseba, ki je razvila lunine efemeride, ki jih uporablja program Apollo. Eckertovo delo je bilo še vedno klasično v nasprotju z relativističnim.

Retroreflektorji, ki so jih ZDA in Sovjetska zveza postavile na Luno v šestdesetih in sedemdesetih letih, so končno potrebovali uporabo splošne relativnosti za razlago Lunine orbite. Učinki so zelo subtilni, vendar so tam. Zlasti ti odsevniki služijo kot eden najvišjih natančnih preskusov ključnega pravila splošne relativnosti, načela močne enakovrednosti. Načelo enakovrednosti je v več oblikah:

  • Galilejevo (ali Newtonovo) načelo enakovrednosti, ki obravnava enakovrednost vztrajnostne in gravitacijske mase ter s tem univerzalnost prostega pada.
  • Načelo šibke enakovrednosti, ki pravi, da je gibanje testnih teles z zanemarljivo lastno gravitacijo neodvisno od njihovih lastnosti (to v bistvu ponovno poudarja Galilejevo načelo enakovrednosti v relativističnem smislu),
  • Einsteinovo načelo enakovrednosti, ki pravi, da je stanje mirovanja v homogenem gravitacijskem polju fizično enakovredno stanju enakomernega pospeševanja v prostoru brez gravitacije,
  • Načelo močne enakovrednosti, ki pravi, da je fizika v kateri koli točki vesolja in časa lokalno opisana s posebno relativnostjo in nanjo ne vpliva prisotnost gravitacijskega polja.

Glede na dovolj natančne meritve je čudna sestava Lune odlična osnova za preizkušanje obeh oblik načela enakovrednosti. Lunina skrajna stran ima veliko debelejšo skorjo kot njena bližnja stran. To pomeni dva kilometra odmika med Luninim masnim središčem in središčem figure. Debela skorja na skrajni strani (večinoma silicij, kisik in aluminij) odmikanega jedra na bližnji strani (večinoma železo in nikelj) bi subtilno vplivala na Lunino orbito, če ne bi veljala šibka oblika načela enakovrednosti. Dejansko je Lunina orbita, merjena z eksperimenti z luninim laserskim merjenjem, odlična osnova za preizkušanje celo načela močne enakovrednosti.

Upoštevajte, da se Newtonova mehanika ne strinja z vsemi, razen z načelom Galilejeve enakovrednosti. Newtonova mehanika se tudi ne ujema z opazovano orbito Merkurja in v manjši meri z opazovano orbito Lune. Alternative splošni relativnosti, ki jih je mogoče preživeti, se strinjajo s šibko obliko načela enakovrednosti, večina pa se strinja z Einsteinovo obliko načela enakovrednosti. Splošna relativnost je skladna z načelom močne enakovrednosti (kot je zelo majhno število alternativ splošni relativnosti).


Nenjutnovo gibanje lune - astronomija

To je laboratorij, ki se uporablja pri uvodnih tečajih astronomije na univerzi v Washingtonu. Prvotno zasnovo je dr. Bruce Balick, spremembe dr. Woody Sullivan in pozneje dr. Doug Ingram. Prvotno je bil oblikovan po vzoru laboratorija z uporabo programske opreme Voyager za Mac. V tej različici so učenci podatke vzeli sami in jih s programom vodili.

Obstaja dolg odsek, ki uporablja gibanje lune na nebu, da študenta popelje na virtualni ogled sončnega sistema. Dejanski datumi in predmeti na nebu bodo seveda odvisni od časa, zato je treba ta laboratorij posodobiti vsakič, ko ga uporabite!

Uvod

Vsi smo Luno opazovali in uživali v njenih številnih fazah, od polmeseca do polne lune. Vsi vemo, da svetel del Lune osvetljuje Sonce in da so faze, ki jih vidimo, nekako povezane z lokacijami Sonca in Lune glede na Zemljo. Te geometrijske relacije raziskujemo v tej vaji. Zanimivo je, da je anketa diplomantov s Harvarda pokazala, da večina meni, da je temni del Lune posledica delov Lune, ki ležijo v senci Zemlje. Njihovo mnenje je genialno, a mrtvo napačno. Ugotovili bomo, zakaj.

Specifični cilji laboratorija so razumeti, kako nastajajo različne faze Lune in zakaj so faze povezane z razlikami v vzhajajočih in zahajajočih časih Lune in Sonca. Preden začnete laboratorij, preberite in razumejte str. 27–31 v besedilu.

Opažanja

Tu je nekaj osnovnih opazovanj nočnega neba kot izhodišča.

    Faza Lune se v enem mesecu spreminja, od nove, do voščenega polmeseca, do prve četrtine itd., In nazaj v novo.

Naredimo podrobno tabelo opazovanj tako, da bomo v enem mesecu spremljali Luno na nočnem nebu, začenši od 27. marca 1994 ob 18. uri po pacifiškem standardnem času v Seattlu in zajemali podatke v intervalih približno 48 ur. Zabeležili bomo datum, lunino fazo, lunin del, ki je osvetljen, kot med Soncem in Luno in kotno velikost Lune (v centimetrih, kjer je 60 arminut ena stopinja na nebo). Da bi nam prihranili nekaj časa, se tukaj zbirajo podatki, ki bi jih zbrali. Če bi to tabelo opazovanj sestavljali sami, bi tekom meseca opazili, da vas Luna popelje na nekakšen "vodeni ogled" sončnega sistema. Tu je nekaj najpomembnejših točk za ta mesec:

    30. marec - Lunin vzhod je 22:08, nekaj ur po sončnem zahodu. Jupiter najdemo približno 7 stopinj nad Luno, ki je na jugovzhodu neba. Z dobrim teleskopom, Pluton lahko najdemo približno 18 stopinj levo od Lune na nebu.

Videz vseh teh predmetov blizu Lune ni edino presenečenje v podatkih. Opazite, da se kotna velikost celotne Lune s časom spreminja (ne samo osvetljenega dela. Vse skupaj!). Tu pomislite na možnost korelacije med kotno velikostjo Lune in drugimi stvarmi, kot sta osvetljenost ali kot Luna-Sonce. Opazite, kako se zdi, da se kot luna-sonce z osvetljenim delom Lune dviga in spušča. Pomislite, kaj pomeni kot Luna-Sonce in ali se ta navidezna korelacija ujema s tistim, kar smo uganili prej na našem seznamu osnovnih opazovanj.

Analiza

Tu lahko začnete delati. Na vsa spodnja vprašanja odgovorite na svojem papirju. Uporabite milimetrski papir za vse risbe, ki jih želite narediti, preprosto zato, da boste grafe lažje brali in razumeli.

Splošna ideja je ugotoviti, ali je mogoče opažanja uspešno interpretirati v smislu modela - v tem primeru modela, opisanega v 2. poglavju vašega besedila. Upoštevajte, da ta model napoveduje, katere lunine faze vidi kopenski opazovalec na podlagi nekaterih predpostavk o geometriji Zemlja-Luna-Sonce. Vaša naloga je preveriti, ali je model popolnoma skladen z vašimi opazovanji. Seveda so vse lunine faze opazovane, kot je bilo napovedano (sicer ta model sploh ne bi bil nikoli predlagan !!). Zdaj pa si oglejmo, kaj povzroča lunine faze, »Božji pogled«.

Poglavje 2 in slike 2-15 nam povedo, da kot med dvema črtama, eno od Zemlje do Sonca in drugo od Zemlje do Lune, v celoti določa lunino fazo, ki jo bo opazovalec pričakoval. Ta kot smo že izmerili kot tudi lunino fazo, zato mora biti analiza enostavna.

    (1) (14 točk) Narišite diagram, ki opisuje, kje mislite, da je Luna glede na Sonce v vsaki od njegovih 8 glavnih faz (prosite za pomoč, če niste prepričani, kako to storiti) in izpeljite pričakovano razmerje med Soncem -Lunski kot in opazovana lunina faza (to lahko prikažemo s označevanje diagrama s fazami in približnimi koti Sonce-Zemlja-Luna).

Nekatera vprašanja, ki sledijo, lahko zahtevajo, da se sklicujete na besedilo ali zapise predavanj.

    (3) (14 točk) Nariši graf, ki prikazuje Osvetljeni ulomek proti kotu Luna-Sonce. Pravimo, da obstaja povezava med dvema stvaroma, če se zdi, da se v grafu obnašata enako. Ko najdemo korelacijo, začnemo iskati razlog zanjo (o tem razmislite v okviru razprave o korelaciji, vzročni zvezi in znanstvenih študijah pri Pine branju). Ali tukaj obstaja povezava?

(7) (24 točk) Če pogledamo nazaj na diagram, ki smo ga narisali v problemu (1), se zdi, da je Zemlja vsakič, ko smo v fazi polne lune, nameščena med Soncem in Luno. Toda Lunini mrki (pri katerih Zemljina senca delno ali v celoti zakrije) se zgodijo veliko manj pogosto kot enkrat na mesec (bolj kot enkrat ali dvakrat na leto). Zakaj se torej Luna v polni fazi vedno ne zasenči do neke mere? Odgovor na to vprašanje pojasnjuje tudi, zakaj sončnih mrkov nimamo vsak mesec! Narišite diagram, ki bo razložil vaš odgovor.


Nenjutnovo gibanje lune - astronomija

Gibanje in lunine faze

  • Orbita: Luna vrti Zemljo s programirano orbito, s časom (zvezden mesec) 27,3 dni [pokriva 12 & deg / dan, skoraj 1 km / s], nagnjena 5 & deg Ni ravno krog [razdaljo lahko izmerimo znotraj nekaj metrov z radijskimi valovi], zato se razdalja Zemlja-Luna v eni orbiti spreminja za približno 13% [poveča se tudi za približno 4 cm / leto!].
  • Vrtenje: Luna nam kaže vedno isto stran, ker na revolucijo opravi natanko eno vrtenje. Videli bomo, da obstaja razlog.
  • Lunine faze: Glavne so nove, četrtletna (voskovna, upadajoča), polna Luna Sonce vedno osvetli polovico Lune, zakaj torej vidimo različne faze?
  • Povezava s časom dneva: Ker je faza Lune odvisna od njenega položaja vzdolž njene orbite, se časi, v katerih lahko vidimo Luno v vsaki fazi, razlikujejo. Kakšen je odnos?
  • Zvezdni in lunin (sinodični) mesec: cikel faz se ponovi vsakih 29,5 dni. Zakaj ne 27,3 dni, koliko je obdobje orbite?
  • Kaj so oni? Pojma umbra in penumbra Zemlje na Luni.
  • Vrste: Lahko so penumralni, delni ali celotni Kje jih je mogoče videti? Celotnost lahko traja dolgo.
  • Videz: Med popolnim Luninim mrkom je Luna rdečkasta in ne popolnoma temna Zakaj?
  • Vrste: Delno, skupno in obročasto Zakaj se zgodijo? Zakaj so včasih skupni, včasih pa obročasti?
  • Vidnost: Samo z majhnega območja, celota pa je le nekaj minut dolga! Toda potem lahko vidimo značilnosti sončnega ozračja (in Lune).
  • Kako pogosto? Ugodne sezone mrkov se pojavijo, ko vozlišča orbite prečkajo ekliptiko, približno dvakrat na leto Natančne datume je zelo težko napovedati [18-letni Sarosov cikel] Kako nam je znanost omogočila natančno napovedovanje?

  • Earthshine: Sonce, ki ga odseva Zemljina površina do Lune.
  • Lunina iluzija: Je Lunin disk res večji, ko je blizu obzorja?
  • Moon halo: Zakaj se zdi, da ima Luna včasih halo? Zaradi učinkov zemeljske atmosfere.
  • Mrki drugje? Zvezdne okultacije Zemlja-Sonce iz vesoljskih zvezd, ki se medsebojno zasenčijo, zunaj sončni planeti. Toda noben drug planet v Osončju nima takšnih mrkov kot mi.

Zanimivosti: Kaj je & quotsyzygy & quot? Kateri od zgornjih pojavov je primer?


Kidinnu

Naši uredniki bodo pregledali, kaj ste poslali, in se odločili, ali bodo članek popravili.

Kidinnu, tudi črkovanje Kidin, Grški Kidenas, Latinsko Cidenas, (cvetela v 4. ali zgodnjem 3. stoletju pr. n. št., Babilonija), babilonski astronom, ki je bil morda odgovoren za tisto, kar sodobni učenjaki imenujejo Sistem B, babilonska teorija, ki je opisovala hitrost gibanja Lune okoli zodiaka kot postopno naraščanje in nato postopno zmanjševanje mesec dni po običajnem vzorcu žage. V tej zelo uspešni teoriji je Sonce spreminjalo svojo hitrost tudi v obliki žage. Babilonska lunina teorija je vključevala shemo gibanja Sonca, saj Sonce sodeluje pri napovedovanju luninih pojavov, kot so faze in mrki. V enostavnejšem in verjetno starejšem sistemu A za vedenje Lune naj bi se Sonce gibalo z dvema ločenima konstantnima hitrostima v dveh različnih delih zodiaka. Kidinnu so poznejši avtorji pripisovali tudi z odkritji o gibanju Merkurja in razmerju med dvema različnima luninima obdobjema.

O Kidinnujevem življenju je malo znanega. V Babiloniji je bila astronomija poklic tempeljskih duhovnikov, zato je bila to verjetno Kidinnujeva dejavnost. Pred dešifriranjem babilonskih astronomskih besedil v začetku 20. stoletja je bilo znanje o njem omejeno na omembe več starogrških in rimskih pisateljev. Grški geograf Strabon (64 pr. N. Št. - 23 ce) ​​je v razpravah o astronomih in astrologih Babilonije omenil Kidinnuja in Nabu-rimannuja (v grščini Nabourianos). Grški astrolog Vettius Valens (2. stoletje ne) je dejal, da je pri računanju, ko se bodo zgodili mrki, Kidinnu skupaj z drugimi avtoritetami uporabljal "za Luno". Rimski enciklopedist Plinij Starejši (23–79 ce) je zapisal, da po Kidinnuju planet Merkur ni nikoli viden več kot 22 ° od Sonca. Anonimni komentar Ptolemeja iz 3. stoletja je Kidinnuju pripisal odkritje, da je 251 sinodičnih mesecev = 269 anomalističnih mesecev. Sinodični mesec (približno 29.531 dni) je povprečni čas od ene polne lune do naslednje polne lune. Anomalni mesec (približno 27.555 dni) je povprečni čas od trenutka najhitrejšega gibanja Lune skozi zvezde do naslednjega trenutka najhitrejšega gibanja. (Luna se najhitreje premika, ko je v perigeju - to pomeni, ko gre najbližje Zemlji). Ta relacija temelji na sistemu B in igra pomembno vlogo pri napovedovanju mrkov.

Na začetku 20. stoletja je bilo ime Kidinnu ali Kidin dešifrirano na babilonskih tablicah iz klinaste gline, ki vsebujejo izračune luninih pojavov v sistemu B. Na eni takih plošč je napis „tersitu Kidinnu, "kjer tersitu lahko pomeni "aparat" ali "priprava" ali morda v tem primeru preprosto "izračunana tabela". (Na drugi tablici z luninimi izračuni po sistemu A je verjetno [odčitek ni gotov] napis „tersitu Nabu-rimannuja. ") V obeh sistemih so bila uporabljena aritmetična pravila za spremembe hitrosti Sonca in Lune okoli zodiaka, ki so babilonskim pisarjem omogočale, da pripravljajo napovedi luninih pojavov, vključno z datumi nove in polne lune, pa tudi tiste iz mrkov. Teorija je bila razmeroma natančna in je bila veliko boljša od vsega, kar so bili sposobni grški astronomi pred Hiparhovo lunino teorijo (c. 130 pr. N. Št.)

Eno pogosto stališče zgodovinarjev je, da je bil Nabu-rimannu začetnik sistema A in da je bil Kidinnu začetnik sistema B. Čeprav je to verjetno, ga ne smemo jemati kot gotovo. Ker se najstarejše ohranjene glinene tablete, ki se nanašajo na sistem B, nanašajo na datume okoli 260 let pred našim štetjem, Kidinnujevo obdobje delovanja ne bi smelo biti pozneje, vendar o njegovem datumu ni mogoče reči nič bolj natančnega Zgodovinarji imajo običajno nasprotovanje individualizmu in konkurenčnosti starogrške družbe, v kateri so posamezni filozofi, matematiki in astronomi postavili trditve o glavnih teorijah in odkritjih, z anonimnostjo mezopotamske družbe, v kateri so imena zelo malo znanstvenih odkriteljev. znano. Čeprav velja splošno nasprotovanje, primeri Kidinnuja in Nabu-rimannuja kažejo, da so bila vsaj v nekaterih primerih imena določenih mezopotamskih astronomov zapomnjena in spoštovana.


Spremenljivost Lune in navideznega gibanja skozi nebo

Pred kratkim sem posnel dve fotografiji Lune blizu Jupitra in Saturna, da bi ocenil gibanje Lune. Prva fotografija je bila posneta ob 21.20 (07.05.2020), druga fotografija pa ob 6.20 (06.07.2020). Časovni interval 9 ur. Pričakoval sem, da bom izmeril kotni premik blizu 4,5 stopinje proti vzhodu (saj se Luna v 24 urah premakne za 13 stopinj proti vzhodu), vendar je bil ugotovljeni rezultat 3,4 stopinje. To je enak rezultat, ki ga najdem, ko za oba trenutka vzamem koordinate RA in DEC Lune in uporabim formulo za kotno ločitev med predmeti v nebesni krogli. Enako vrednost 3,4 stopinje najdem, ko simuliram situacijo tudi v programu Stellarium. Prekrivanje mojih fotografij z zasloni Stellarium prav tako potrjuje moj rezultat. Ko simuliram za interval 24 ur, dobim nekaj blizu 13 stopinj (kar je bilo pričakovano). Za nekatere druge datume, ko simuliram ali izračunam premik, najdem vrednosti, ki so bližje pričakovanim (približno 0,5 stopinje na uro). Kaj je razlog za to enostopenjsko razliko v mojem poskusu? Mislim, da je ta razlika zelo velika. Ali ni gibanje Lune okoli Zemlje praktično enakomerno? Ne verjamem, da je to posledica popačenja ali usmerjenosti slik, ker kot sem rekel, se popolnoma strinjajo s podobami Stellariuma. Hvala vam.

Odgovor:

Prav imate, saj je povprečno gibanje Lune na nebu 13,2 stopinje na dan. To gibanje se sicer razlikuje zaradi dveh učinkov. Naslednji opis je povzet iz zelo lepega povzetka gibanja Lune Courtney Seligman. Prvič, orbita Lune je elipsa, katere središče je odmaknjeno za približno 12000 milj od središča Zemlje. Posledično se razdalja do Lune med vsako orbito spreminja dvakrat toliko kot 12000 milj. V polovici svoje orbite se nam približuje, v drugi polovici pa se oddaljuje od nas. Med polovico orbite Lune, ki se nam približuje, medsebojno gravitacijsko vlečenje sistema Zemlja-Luna pospeši Luno, zaradi česar se premika hitreje, dokler se na najbližji točki njene orbite, imenovani njen orbitalni perigej, Luna se giblje približno 6% hitreje od povprečnega gibanja. Podobno med polovico orbite Lune, ki se oddaljuje od nas, naše medsebojno gravitacijsko vlečenje sistema Zemlja-Luna upočasni Luno, zaradi česar se premika počasneje, dokler se na najbolj oddaljeni točki v orbiti ne imenuje orbitalnega apogeja se Luna giblje približno 6% počasneje od povprečnega gibanja. Poleg teh dejanskih sprememb hitrosti je opazna tudi sprememba gibanja Lune, ki jo povzroča dejstvo, da je Luna bližje ali bolj oddaljena od nas. Ko je bližje Zemlji, je vsako gibanje, ki ga ima, videti hitreje kot v oddaljenosti. Ta učinek povzroči še 6% očitno povečanje ali zmanjšanje navidezne hitrosti gibanja Lune na nebu, poleg dejanske spremembe.

Če povzamete ta dva učinka, boste ugotovili, da se bo, ko se Luna približa perigeju, njena kotna hitrost med zvezdami povečala za približno 12% povprečne hitrosti, pri čemer je polovica te spremembe posledica njene bližje razdalje, polovica pa zaradi dejansko povečanje hitrosti. Nato se bo, ko se Luna približa apogeju, njena kotna hitrost med zvezdami zmanjšala za približno 12% povprečne hitrosti, pri čemer bo polovica te spremembe posledica večje razdalje, polovica pa zaradi dejanskega zmanjšanja hitrosti. Ker je 12% od 13,2 stopinje na dan 1,6 stopinje na dan, se lahko dnevno gibanje Lune proti vzhodu giblje od samo 11,6 stopinj na dan blizu apogeja do 14,8 stopinj na dan blizu perigeja.


Ključni pogoji

Kot sodelavec Amazon zaslužimo s kvalificiranimi nakupi.

Ali želite knjigo citirati, deliti ali spremeniti? Ta knjiga je licenca Creative Commons Attribution 4.0 in morate ji dodeliti OpenStax.

    Če v celoti ali delno distribuirate to knjigo v tiskani obliki, morate na vsaki fizični strani vključiti naslednje atribucije:

  • Za ustvarjanje navedbe uporabite spodnje podatke. Priporočamo uporabo orodja za citiranje, kot je to.
    • Avtorji: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Založnik / spletno mesto: OpenStax
    • Naslov knjige: Astronomija
    • Datum objave: 13. oktober 2016
    • Lokacija: Houston, Teksas
    • URL knjige: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • URL odseka: https://openstax.org/books/astronomy/pages/2-key-terms

    © 27. januar 2021 OpenStax. Vsebina učbenikov, ki jo proizvaja OpenStax, je licencirana pod licenco Creative Commons Attribution License 4.0. Za ime OpenStax, logotip OpenStax, naslovnice knjig OpenStax, ime OpenStax CNX in logotip OpenStax CNX ne velja licenca Creative Commons in jih ni dovoljeno reproducirati brez predhodnega in izrecnega pisnega soglasja Rice University.


    Ptolemajska astronomija v srednjem veku

    Ptolemejska astronomija, to je astronomija Klavdija Ptolemeja Matematična kompilacija, (& # 924 & # 945 & # 952 & # 951 & # 956 & # 945 & # 964 & # 953 & # 954 & # 951 & # 931 & # 965 & # 957 & # 964 & # 945 & # 958 & # 953 & sigmaf) so sintetizirali kakih petsto let prizadevanj za upoštevanje opazovanega gibanja zvezd, sonca in planetov ob predpostavki, da so bili njihovi pravilni gibi enakomerni in krožni ter da je zemlja ležala nepremično v središču vrtečega se vesolja. Sestavljen okoli srede drugega stoletja n.št., pozneje pa je bil arabskim in latinskim bralcem znan kot Almagest, Veliki sistem Ptolemeja do objave Nicholasa Kopernika ni imel niti naslednika niti tekmeca De revolutionibus orbium coelestium leta 1543. Glavnina tehnične astronomije v vmesnih 1400 letih, tako na Bližnjem vzhodu kot v Evropi, je bila namenjena izračunu tabel in oblikovanju instrumentov, ki so Ptolemejeve izreke in izračune prevedli v almanahe, horoskope in planetarije. Medtem ko so islamski astronomi izvajali nekaj sistematičnih opazovanj, katerih namen je bil zapolniti vrzeli, ki so ostale v Ptolemejevem delu, zlasti pri njegovem obravnavanju takšnih dolgoročnih gibanj, kot je precesija, so se Evropejci osredotočili na to, da so sistem dosegli in uporabili različnim uporabnikom.

    Pred vzpostavitvijo univerzitetnega kurikuluma v Evropi je ptolemajska astronomija krožila ločeno od geocentrične svetovne slike, na kateri je temeljila in iz katere je sprva prevzela svojo nalogo. V Timaj (približno 350 pr. N. Št.) Platon je najprej skiciral kinetični model kroglaste zemlje, ki počiva nepremično v središču prostrane krožne krogle, ki vsebuje fiksne zvezde in obsega gnezdene nize koncentričnih krogel, od katerih vsaka nosi eno od "tavajočih zvezd" ali planetov ( vključno s soncem), po svoji poti skozi zvezde. Čeprav se je vsaka krogla enakomerno vrtela, je kombinacija njihovih ločenih gibanj povzročila nepravilnosti v gibanju sonca in planetov, gledano z zemlje. Platon je znal dati grob in kvalitativni prikaz sončnih dnevnih in letnih gibanj, zato je astronomom prepustil nalogo, da artikulirajo model za vse planete in ga matematično prilagodijo podatkom, ki so jih babilonski in grški opazovalci kopičili skozi več stoletij. . To je bila naloga, ki jo je Ptolemej končno dokončal.

    Kljub temu od Platonovih časov praktično nihče ni več dvomil o samem geocentričnem modelu, ne glede na njegovo natančno ujemanje z opazovalnimi podatki. Kot je podrobneje pokazal Aristotel v svojem Na nebesih, razlog in skupne izkušnje so to potrdile. Filozofi, pesniki, cerkveni očetje, vzgojitelji in enciklopedisti so o vesolju govorili tako, kot ga je opisal Platon, občasno pa so njegovo sliko polepšali z nomenklaturo in enostavnejšimi matematičnimi značilnostmi tehnične astronomije, ko se je razvijala. Čeprav so takšni okraski kazali na bolj zapleteno različico modela astronomov, niso zagotovili dovolj podrobnosti, da bi nadomestili tehnično literaturo. Vendar so omogočili dostop do te literature, potrebne za popolno razumevanje splošnih poročil.

    Družbeno krhko podjetje, matematična in opazovalna astronomija ni preživelo vrenja poznega cesarstva na zahodu. Do prevoda Almagest v latinščino - iz grščine leta 1160, iz arabščine leta 1175 - so Evropejci bralci svoje slike sveta črpali od enciklopedistov in pesnikov, zato v odsotnosti tehnične tradicije ni bilo potrebe po delu tako prefinjeno kot Ptolemejevo niti osnova za njegovo razumevanje. V naslednjih treh stoletjih je Almagest sama je krožila med precej majhnim številom matematikov, medtem ko so poenostavljene različice njene vsebine služile širši učeni publiki, zlasti na univerzah. Te različice so imele dve osnovni obliki, De spera in Theorica planetarum.

    Traktati o krogli, od katerih jo je imel Johannes de Sacrobosco (približno 1220) je postal standard, ki je študentom določil strukturne elemente geocentričnega vesolja in začetke matematičnega modela, ki je upošteval njegove astronomske pojave. Čeprav so se besedila podrobno razlikovala, so se na splošno odprla z matematičnimi definicijami krogle in z osnovnimi metafizičnimi in empiričnimi argumenti, ki so ji dali obliko zemlje in nebes. Nato so se obrnili na glavne kroge, ki zagotavljajo črte in referenčne točke na nebu: ekvator ali ekvinokcijski krog, nebesni polovi, zodiakalni ali znakovni krog (ekliptika), coluri (meridiani skozi ekvinocijske in solsticijske točke), obzorje, zenit itd. Kot je bilo mogoče pričakovati v univerzitetnem besedilu, so definicije spremljali sopomenke in etimologije, pri katerih je bila z razlago izpolnjena ena od očitnih nalog sferne literature, to je eksegeza odlomkov v klasični in patristični literaturi, kjer se pojavljajo različni izrazi oz. so omenjene. Na primer, preden je Sacrobosco razložil vzhajanje in zahajanje zodiakalnih ozvezdij (in s tem tudi sonca z njimi) z enakomerno vrtljivo kroglo, ki jo prereže fiksno poševno obzorje, je Sacrobosco na kratko obravnaval tri druge ukrepe pojava "v skladu z pesnikov "in celo v svoji glavni razpravi pogosto citiral Vergilija, Ovidija in Lucana.

    Gibanje sonca proti vzhodu vzdolž ekliptike v kombinaciji z vrtenjem zvezd proti zahodu vzdolž ekvatorja, da se upoštevajo sezonske spremembe dolžine dnevne svetlobe, medtem ko se krog gibanja sonca premakne nekoliko izven centra proti dvojčkom, prilagojeno neenakosti letni časi. Nastali ekstremi apogeja in perigeja sonca so tudi pisateljem sfere razložili, zakaj so arktične regije premrzle in južna polobla prevroča, da bi bila vmesna regija prebivališča razdeljena na sedem vzpetin glede na pol- urne razlike v dolžini solsticijskega dne. Še eno zelo počasno gibanje nebesne krogle okoli polov ekliptike je v nekaterih računih povzročilo postopen premik ali precesijo enakonočnih in solsticijskih točk proti vzhodu vzdolž zodiaka, npr. Roberta Grossetesteja (približno 1215-1230) je to Ptolemejevo napravo izpodrinil Th & acircbit b. Qurrin bolj zapleten mehanizem za neenakomerno precesijo ali trepet (glej spodaj).

    S kinetičnim modelom, vzpostavljenim za sonce in zvezde, so se razprave o krogli na kratko obrnile na Luno in planete, katerih več različnih ciklov zahteva bolj dovršeno ureditev gibljivih krogel in uporabo dveh novih naprav, epicikla in ekvanta. Ti so bili v središču ptolemajske astronomije in so tako osnova njene natančnosti kot tudi odmik od strogega geocentrizma. Yet, precisely here writers on the sphere hurried through their presentations. "Every planet except the sun has an epicycle", wrote Sacrobosco, "and an epicycle is a small circle along the circumference of which the planet is borne, and the center of the epicycle is always carried along the circumference of the deferent." Simply introducing the names of the devices and their components in this manner, he could do no more than suggest vaguely how they were related to the phenomena they saved, in particular to the retrograde motion of the planets and to eclipses of the moon and sun.

    As part of the arts curriculum, the tracts de spera represent what most educated people knew -- or were supposed to know -- about Ptolemaic astronomy. They set out the vocabulary and conveyed a general, qualitative sense of how the basic mathematical devices explained the celestial appearances. But they provided neither demonstrations of the mathematics nor instructions for linking the devices to the observational data contained in the various astronomical tables. For the demonstrations the curious student of the thirteenth or fourteenth century still had to seek out the Almagest itself for instructions he could turn to readily accessible abridgements generically titled, "theory of the planets".


The theory began with the model of the sun's motion familiar from de spera (Fig. 1). The sun moves uniformly in the plane of the ecliptic along the circumference of a circle of which the center is displaced from the center of the world along the apsidal line joining apogee and perigee (the points of slowest and fastest motion, called here the aux in oppositio augis respectively). The two centers of reference give rise to two measures of the sun's motus, or longitude along the ecliptic from the conventional starting point of 0 o Arietis (vernal equinox). The mean motus about the center of the eccentric increases uniformly at a rate fixed by dividing 360 o by the length in days of the solar year. The true motus about the earth differs from the mean by an amount called the "equation of the sun", which varies over the year as a function of the mean motus and which depends as well on the eccentricity (the distance e between the two centers) and on the longitude of the apsidal line. Values for the mean motus and the equation were contained in the astronomical tables, and their sum (or at times difference) gave the true motus.
The moon and planets required much more intricate arrangements, fundamental to which was the epicycle (Fig. 2). The body was taken to move on a small circle, the epicycle, the center of which itself moved on a circle, the deferent, around the center of the world. In most cases the deferent was an eccentric circle like that of the sun. In the case of the moon (Fig. 3), the eccentric deferent itself constituted a large epicycle turning on a smaller deferent centered on the earth. From a starting position of conjunction with the sun, the center of the deferent revolved from east to west at about 11 o a day, the center of the epicycle from west to east at about 13 o a day (with respect to the earth), and the moon on the epicycle in the same direction as the deferent at about 24 o a day. (As a result of the first two motions, the mean sun always lay midway between the center of the moon's epicycle and the apogee of its deferent.)
Uniform motion on the epicycle (mean argument) was measured from its mean aux, a point determined by a line drawn from a point opposite the deferent's center on its small circle. When added to (or, during half the cycle, subtracted from) the "equation of center"' or difference between mean aux and true aux (determined by a line from the earth through the center of the epicycle), the mean argument was transformed into the true argument. The last then led to an "equation of argument" which, added to the mean motus of the epicycle's center, in turn yielded the true motus of the moon. Again, mean values and equations, which depended on mathematical calculations using the moon's fixed parameters, could be found in the tables.
The three "outer" planets (Mars, Jupiter, Saturn) each had a fixed eccentric deferent, but the motion of the epicycle's center from west to east along it was made uniform with respect to the center of another circle, the equant. That center lay on the apsidal line joining the earth and the center of the deferent (Fig. 4).

The line from the equant's center through the epicycle's determined the latter's mean aux, from which the mean argument of the planet was measured, increasing from west to east Otherwise, the parameters of the planet's motion were defined as in the moon's model, except that the equation of argument and the equation of center were always equal. Two additional points did require special identification on the planet's epicycle, to wit, the points on the bottom half between which the planet's speed in moving eastward counteracted the epicycle's westward swing along the deferent, thus making the body as seen from earth stop, move eastward, stop, and then resume its normal westward motion. These points of station bounded the arc of retrograde motion.

Following the pattern of the Almagest, then, each model of the theorica planetarum analyzed the "true" appearances from the earth into a composite of mean motions and compensating equations and conversely showed how such parameters translated into actually observable measurements. But while the Almagest also provided the apparatus for calculating those parameters from the observational data combined with the mathematics of the models (and thus, incidentally, for tinkering with the models), the theorica assumed that readers had access to on e of the various tables that by the Middle Ages circulated separately from their prototype in the Almagest and that reflected in the mixed provenance of their data the subsequent touch of Italian and Islamic hands.

Belonging to an independent genre, a set of tables (called a zîj in Arabic) had its own accompanying instructions, or canons, and could be used without reference to the models. The first tables to enter Europe stemmed from the ninth-century Arabic astronomer and mathematician al-Khwarazmi rendered into Latin by Adelard of Bath in 1126, they were subsequently adjusted for the Christian Era and for various European meridians. Somewhat later they were joined by another set, the Toledan Tables, generally (but uncertainly) ascribed to the eleventh-century astronomer al-Zarqal (Arzachel), whose translated canons were particularly popular. In the 1260s Alfonso X of Spain ordered the compilation of tables designed to be universal preliminary calculations allowed the user to adjust for meridian and epoch. Extant only in the form given them by Johannes de Lineriis and his student Johannes de Saxonia in Paris in the 1320s, and generally accompanied by the canons of one or the other editor, the Alfonsine Tables remained the standard for European astronomy until the sixteenth century.

Using the tables with an understanding of the models behind them was made easier by versions of the theorica planetarum that translated the models directly into calculating instruments. The earliest of these in the west was Campanus of Novara's equatorium(ca. 1260), which gave instructions for assembling sets of graduated disks into physical models of the planets circles. With each disk then set from the tables to the appropriate mean motus, a planet's true place appeared under a string stretched from the center of the instrument, through the point marking the planet on the epicycle disk, and onto the ecliptic scale etched on the rim. Inspired perhaps by Arabic instruments, the equatorium underwent improvement in the fourteenth and fifteenth centuries in particular, Campanus' separate models were brought together into a single mechanism allowing for all possible combinations of circles.

The replacement of mathematics by mechanics in medieval Europeans' general understanding and use of Ptolemaic astronomy placed an emphasis on its coherence as a total structure, an emphasis reinforced by knowledge of Ptolemy's own attempt at unification in his Planetary Hypotheses and of similar efforts by Arabic cosmologers such al-Farghani (Alfraganus) al-Bitruji (Alpetragius). Of a piece with such structural concerns, but generally critical of them, were the writings of later European cosmologers who worried about the incompatibility of Ptolemaic astronomy with Aristotelian physics. The title of a popular work of this genre by Henry of Langenstein reveals the source of the concern: De reprobatione ecentricorum et epiciclorum, also referred to in some manuscripts as simply Contra theoricam planetarum. Ptolemaic astronomy in the Middle Ages served practical and pedagogical ends rather than theoretical ones. Writers aimed at designing tables and instruments rather than carrying out systematic observations aimed at articulating and improving the system. For the most part, it was only the astrologer who need astronomy at the time, in order to be free of the vagaries of weather and location in determining the positions of the planets. Not until the later fifteenth century, with the work of Johannes Regiomontanus (in particular his completion of George Peurbach's Epitome Almagesti), did theoretical mathematical astronomy begin to attract scholarly interest for its own sake and bring a return to the Almagest itself. When it did, the Ptolemaic system, pressed perhaps precisely by the mechanical and cosmological concerns noted above, had only a short future.


Basics of Celestial Motion Best Viewed in Netscape Navigator or Mozilla Firefox. Do NOT use Internet Explorer!

Welcome to the Basics of Celestial Motion . This website is designed to introduce the science-shy , the celestially misinformed and anyone who doesn't know how much they really don't know about the Earth, Sun and Moon, to the facts about "celestial motion" or how these "celestial bodies" move in space relative to each other.

Well what s there to know? you might ask. The Earth moves around the Sun in a year, the Moon moves around the Earth in a month, and the Earth spins on its own axis in a day. These are really basic facts that we all know and understand.

But do we really understand celestial motion?

Popular Astronomy Misconceptions

  • Question #1: What causes the seasons?
    Odgovor: The seasons are caused by the Earth's changing distance from the Sun. When the Earth is closer to the Sun it grows warmer so we have summer. When the Earth is farther from the Sun it is less warm so we have winter.
  • Question #2: What causes the phases of the Moon?
    Odgovor: The phases of the Moon are caused by the Earth's shadow falling on the Moon, blocking out the Sun, and making part or all of the Moon appear very dark or invisible.

If you thought the answers were correct then this site is for you!

You are not alone .

In a well-known video documentary, entitled "A Private Universe", filmed at a 1989 Harvard University graduation, 21 of 23 students, alumni and faculty gave the answers indicated to the two questions above. The video later shows ninth graders from a local high school, with little science education, giving the same answers.

And every one of them -- from distinguished Harvard faculty down to "science-shy" ninth-grader -- was wrong!

How to Use this Site

Each of the website sections linked below introduces one popular misconception about celestial motion and then provides, in (hopefully) simple terms, a scientifically accurate explanation. The first two sections, The Earth and the Sun, in The Earth and the Moon discuss, respectively, the two popular misconceptions described above regarding the four seasons in phases of the Moon , while the third section, The Major Planets, discusses a third "convenient misconception" about the relative sizes and distances of the planets from Earth. In each case the phenomenology of celestial motion is described in text and images, and key terms are introduced and historical context is provided when important. The final page of each section summarizes the basics of celestial motion, and provides links to other online astronomy resources to help you broaden your understanding and appreciate your new found understanding!


Websites

Luna - Good details from Nine Planets site

Luna - Information and statistics from Russian version of American website

Books

(Notice: The School for Champions may earn commissions from book purchases)

Observing the Moon by Peter T. Wlasuk Springer (2000) $39.95 - Reference book for anyone seriously interested in the Moon and its geology

Welcome to the Moon: Twelve Lunar Expeditions for Small Telescopes by Robert Bruce Kelsey Naturegraph Publishers (1997) $11.95 - Well written "how to" for novice astronomers


See Jupiter’s Galilean moons in motion from Juno’s camera

Juno’s visible camera had a bird’s-eye view of Jupiter’s four largest moons over the last few weeks, recording the satellites in their orbital ballet around the giant planet as the spacecraft approached from above Jupiter’s north pole.

Io, Europa, Ganymede and Callisto — Jupiter’s four Galilean moons listed from the innermost to outermost — were discovered in 1610 through a homemade telescope by Italian astronomer Galileo Galilei.

Scientists strung together images captured by the JunoCam instrument over 17 days to make the time-lapse movie released early Tuesday, just after Juno slipped into orbit around Jupiter, becoming the second mission to take up residence there.

The volcanic moon Io is the closest of the four large moons to Jupiter, completing a lap around the planet once every 42 hours. Europa is next, harbouring a liquid ocean underneath a frozen outer crust. It circles Jupiter every 85 hours, or three-and-a-half days.

The largest moon in the solar system, Ganymede, is the third Galilean moon from Jupiter. The satellite is larger than Mercury, and orbits its host planet in seven days. The heavily-cratered moon Callisto circles Jupiter once every 17 days, the duration of Juno’s approach movie selected to show all of the Galilean moons completing at least one orbit.

Juno’s arrival at Jupiter on Monday marked the beginning of a 20-month survey, focusing on the gas giant’s deep interior to search for a hypothesized solid core, study the source of its powerful magnetic field, and measure the dynamics of the atmosphere beneath Jupiter’s famous banded cloud tops.

Completing a five-year journey, Juno’s approach over Jupiter’s north pole offered a unique view of the moon system. Previous Jupiter missions orbited or flew by the planet closer to the equator.

Follow Stephen Clark on Twitter: @StephenClark1.


Poglej si posnetek: 3. Gravitacija po Newtonovo (Januar 2023).