Equinox Prelude

Päiväntasausten alkusoitto ( lat.  praecessio aequinoctiorum ) on historiallinen nimi kevät- ja syyspäiväntasausten pisteiden (eli taivaan päiväntasaajan ja ekliptiikan leikkauspisteiden) asteittaiselle siirtymiselle tähtitaivasta kohti Auringon näkyvä vuotuinen liike. Toisin sanoen jokainen sideerinen vuosi, kevätpäiväntasaus tapahtuu hieman aikaisemmin kuin edellisenä vuonna, noin 20 minuuttia 24 sekuntia [1] . Kulmayksiköissä muutos on nyt noin 50,3" vuodessa tai 1 aste 71,6 vuoden välein [2] . Tämä muutos on jaksollinen, ja noin 25 776 vuoden välein päiväntasaus palaa alkuperäisille paikoilleen.

Päiväntasausten alkusoitto ei tarkoita, että vuodenajat liikkuvat kalenterissa; Nykyään käytetty gregoriaaninen kalenteri ei heijasta sidereaalisen, vaan trooppisen vuoden pituutta , joka vastaa ajanjaksoa päiväntasauksesta päiväntasaukseen. Siksi päiväntasausten alkusoitto on itse asiassa sisällytetty nykyiseen kalenteriin [3] .

Syyt

Pääasiallinen syy päiväntasausten precessioon on precessio , säännöllinen muutos maan akselin suunnassa kuun ja myös (vähemmässä määrin) auringon vetovoiman vaikutuksesta . Kuten Newton huomautti " Periaatteissaan ", Maan latistuminen pyörimisakselin suuntaisesti johtaa siihen, että aurinkokunnan kappaleiden vetovoima aiheuttaa maan akselin precession [4] ; myöhemmin kävi ilmi, että massajakauman tiheyden epähomogeenisuus Maan sisällä johtaa vastaaviin seurauksiin . Precession suuruus on verrannollinen häiritsevän kappaleen massaan ja kääntäen verrannollinen siihen etäisyyden kuutioon; mitä nopeammin precessoiva kappale pyörii, sitä pienempi on sen precession nopeus [5] .

Precession seurauksena maan akseli kuvaa kartiota avaruudessa . Maan akselin pyöriminen siirtää myös Maahan liittyvää taivaallisen koordinaattijärjestelmän ekvatoriaalista järjestelmää suhteessa kaukaisiin, käytännössä liikkumattomiin tähtiin taivaanpallolla . Taivaanpallolla akseli kuvaa taivaanpallon niin kutsutun pienen ympyrän ympyrää, jonka keskipiste on pohjoisen ekliptiikan napa pohjoisella pallonpuoliskolla ja etelän ekliptinen napa eteläisellä pallonpuoliskolla , ja jonka kulmasäde on noin 23,5 astetta [6] . Täydellinen vallankumous tällä ympyrällä tapahtuu (nykyaikaisten tietojen mukaan) noin 25 800 vuoden ajanjaksolla . Vuoden aikana tämän taivaankappaleen aiheuttaman Maan precession nopeus muuttuu - esimerkiksi Auringolle se on maksimi päiväseisauksen päivinä ja päiväntasauksen päivinä se on nolla [7] .

Maan akselin siirtymiseen on muitakin syitä, ensinnäkin - nutaatio , jaksollinen, nopea suhteessa precessiojaksoon, "napojen heiluminen". Maan akselin nutaatiojakso on 18,61 vuotta ja sen keskimääräinen amplitudi on noin 17" (kaarisekuntia). Samaan aikaan nutaatio, toisin kuin precessio, muuttaa pienellä alueella maan akselin kaltevuuskulmaa ekliptinen taso [8] .

Precessionaalista siirtymää aiheuttavat Kuun ja Auringon lisäksi myös muut planeetat (johtuen pääasiassa ekliptisen tason kaltevuuden vähenemisestä päiväntasaajaan nähden), mutta se on pieni, noin 12 kaarisekuntia vuosisadassa ja on suunnattu vastapäätä kuusolaarista precessiota [6] [5] [7] . On muitakin tekijöitä, jotka häiritsevät maan akselin suuntaa - ajoittainen " napojen vaeltaminen ", valtamerivirtojen muutokset, ilmakehän massojen liikkeet, voimakkaat maanjäristykset, jotka muuttavat geoidin muotoa jne., mutta niiden vaikutus maan akselin siirtymiseen precessioon ja nutaatioon verrattuna on mitätön [9] .

Samanlaisia ​​ilmiöitä esiintyy muilla planeetoilla ja niiden satelliiteilla. Esimerkiksi sen lukuisten satelliittien ja Auringon vaikutuksesta Jupiterin akseli siirtyy −3,269 kaarisekuntia vuodessa [10] (1900-luvun alussa oletettiin, että Jupiterian precession kulmanopeus akseli oli noin puoli astetta Jupiterin vuotta kohti eli noin 50 kertaa suurempi kuin nykyarvo [5] ). Marsin akseli precessoi kulmanopeudella −7,6061(35) kaarisekuntia vuodessa [11] . Kuun precessio on myös kahden tyyppinen - kiertoradan precessio, jonka jakso on 8,85 vuotta , ja solmuprecessio , jonka jakso on 18,6 vuotta .

Seuraukset

Planeettamme akselin pyörimisellä on monenlaisia ​​seurauksia. Precessionaalisen siirtymän suunta on vastakkainen Maan aksiaalisen pyörimissuuntaan nähden, joten precessio lyhentää trooppisen vuoden pituutta , mitattuna päiväntasauksesta päiväntasaukseen. Toisin sanoen trooppisesta vuodesta tulee 20 minuuttia lyhyempi kuin sideerinen vuosi . Koska tähtien pituusasteet mitataan päiväntasauspisteestä, ne kaikki kasvavat vähitellen (50,26" vuodessa) - juuri tämä vaikutus johti historiallisesti tämän ilmiön löytämiseen [14] .

Precession aikana tietyillä leveysasteilla havaittava tähtitaivaan näkymä muuttuu, kun tiettyjen tähtikuvioiden deklinaatiot muuttuvat, jopa niiden havaintokausi voi muuttua. Jotkut maapallon pohjoisen pallonpuoliskon keskimmäisillä leveysasteilla nyt näkyvät tähtikuviot (esim. Orion ja Canis Major ) laskeutuvat vähitellen horisontin alapuolelle ja ovat muutaman tuhannen vuoden kuluttua lähes saavuttamattomissa näille leveysasteille, mutta Centauruksen tähtikuviot , eteläinen Risti ja monet muut näkyvät pohjoisen taivaalla. Tietenkään kaikki eteläisen pallonpuoliskon tähtikuviot eivät ole saavutettavissa precession seurauksena - moderni "kesä" taivas nousee kaiken yläpuolelle, "syksy" ja "kevät" taivas kohoavat vähemmän, talvitaivas, päinvastoin, laskee, koska se on tällä hetkellä "kohotettu" niin paljon kuin mahdollista [5] .

Samanlaisia ​​prosesseja tapahtuu eteläisellä pallonpuoliskolla. Siellä näkyvät monet pohjoisen pallonpuoliskon tähtikuviot, joita ei tällä hetkellä näy eteläisellä pallonpuoliskolla, ja yli kaiken kohoaa nykyaikainen "talvi" taivas, joka näkyy eteläiseltä pallonpuoliskolta kesänä. Esimerkiksi 6 tuhannen vuoden kuluttua Ursa Majorin tähtikuvio on havainnoitavissa eteläisen pallonpuoliskon keskimmäisiltä leveysasteilta , ja 6 tuhatta vuotta sitten Cassiopeia oli siellä näkyvissä [5] .

Taivaannapa on nyt melkein sama kuin Pohjantähti . Muinaisen Egyptin suurten pyramidien rakentamisen aikaan ( noin 4700 vuotta sitten) hän oli lähellä Tuban -tähteä (α Dragon ). Vuoden 2103 jälkeen napa alkaa siirtyä pois Pohjantähdestä ja 5. vuosituhannella se siirtyy Cepheuksen tähdistöyn , ja 12 000 vuoden kuluttua Vega tulee näyttelemään "napatähden" roolia . Muinaiset tähtitieteilijät näkivät kevätpäiväntasauksen Oinas tähdistössä ja syyspäiväntasauksen Vaaka tähdistössä , joten molemmat pisteet on edelleen yleensä merkitty näiden tähdistöjen symboleilla, vaikka ne ovat siirtyneet vastaavasti Kalojen ja Neitsyen tähdistöön . [6] [14] .

Maan akselin kaltevuuskulma suhteessa ekliptiikan napaan vaihtelee välillä 22,0° - 24,5° ja keskimääräinen ajanjakso on 41 000 vuotta. Myös ekliptiikan taso vaihtelee noin 4°:n sisällä, minkä seurauksena päiväntasaajataso muuttaa kaltevuuttaan alueella noin 18° - 28° suhteessa vuoden 1850 ekliptiikkaan [15] .

Precession ja muiden tähtitieteellisten tekijöiden väitetty vaikutus Maan ilmastoon on edelleen kiistanalainen aihe [16] ; katso artikkeli Milankovitch Cycles tästä .

Historiallinen ääriviiva

Joidenkin epäsuorien tietojen perusteella oletetaan, että sidereaalisen ja trooppisen vuoden välinen ero (jonka yksinkertainen looginen seuraus on päiväntasausten liike tähtien taustalla) havaittiin ensimmäisen kerran 3. vuosisadalla eKr. e. Aristarkus Samoksen . Näistä tiedoista laskettu sidereaalisen ja trooppisen vuoden välinen ero vastaa precessionopeutta 1°/100 vuotta tai 36"/vuosi [17] (nykyaikaisten tietojen mukaan 1°/71,6 vuotta).

Tähtien havaintojen perusteella erinomainen antiikin kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparkhos löysi päiväntasausten odotuksen 2. vuosisadalla eKr. e. Hänen käytettävissään olivat III vuosisadalla eKr. syntyneen kreikkalaisen tähtitieteilijän havaintojen tulokset. e. Timocharis , josta Hipparkhos havaitsi, että kaikki tähtien pituusasteet kasvavat noin (hänen mukaan) 1° joka 100. vuosi. 2. vuosisadalla jKr. e. Precession olemassaolon vahvisti Claudius Ptolemaios , ja hänen tietojensa mukaan precessionopeus oli edelleen sama 1 ° 100 vuodessa [18] .

Useimmat Ptolemaiosta edeltävän ajanjakson tähtitieteilijät uskoivat, että kaikki tähdet olivat kiinnittyneet yhteen palloon (kiinteiden tähtien palloon), joka on maailmankaikkeuden raja. Taivaanvahvuuden näennäisen päivittäisen pyörimisen katsottiin heijastavan tämän pallon pyörimistä sen akselin - maailman akselin - ympäri. Precession selittämiseksi Ptolemaios joutui ottamaan käyttöön toisen pallon kiinteiden tähtien pallon ulkopuolelle (merkitty numerolla 1 vasemmalla olevassa kuvassa), joka pyörii yhden päivän ajan maailman akselin (NS) ympäri. Kiinteiden tähtien pallo 2 on kiinnitetty siihen, joka pyörii precessiojaksolla akselin AD ympäri, kohtisuorassa ekliptiikan tasoon nähden. Näin ollen tähtien pallon pyöriminen on kahden vuorokauden, vuorokauden ja precessionaalisen, superpositio. Lopuksi tämän pallon sisään on sijoitettu toinen pallo 3, joka pyörii saman akselin AD ympäri, mutta vastakkaiseen suuntaan, mikä kompensoi precessionaalista liikettä kaikille sisäpalloille (mutta tämä pallo osallistuu silti päivittäiseen pyörimiseen) [19] .

5-luvulla jKr kuuluisa filosofi, matemaatikko ja tähtitieteilijä Proclus Diadoch kyseenalaisti precession olemassaolon, mutta hänen oppilaansa Ammonios, Hermiaan poika, vahvisti sen olemassaolon .

Aleksandrialainen Theon, Ptolemaioksen (4. vuosisadan) kommentaattori, oletti, että kiintotähtien pallo kokee säännöllisiä vaihteluja 8°:n sisällä, minkä jälkeen se palaa edelliseen asemaansa. Tätä ilmiötä kutsuttiin peloksi. 800 -luvulla tätä mallia tuki kuuluisa arabitähtitieteilijä Sabit ibn Qurra [20] [21] . Jo myöhemmin arabitähtitieteilijät osoittivat, että precessio on yksitoikkoista. He uskoivat kuitenkin, että precession nopeus muuttuu ajoittain, joten tähtien pituusasteiden muutos voidaan jakaa kahteen osaan: tasaiseen nousuun (itse paineeseen), jonka päälle jaksollinen värähtely (vapina) asettuu. Tämän näkemyksen yhtyi muun muassa Nicolaus Copernicus , ja vain Tycho Brahe osoitti, että pelko puuttui täydellisesti [5] . At-Tusi ja Brahe arvioivat tähän mennessä precession arvon hyvällä tarkkuudella: 51 kaarisekuntia vuodessa [22] .

Kopernikus ymmärsi ensimmäisenä, että taivaan päiväntasaaja ei ollut siirtymässä, vaan maan akseli, ja hän sai precessionopeuden, joka on lähellä nykyaikaisia ​​käsitteitä - 1 ° 72 vuodessa. Siirtymisen syy selitettiin yksityiskohtaisesti Newtonin elementeissä , ja Newton korosti erikseen Kuun ja Auringon osuutta tähän arvoon [4] . Newtonin matemaattisessa mallissa maapallo jaettiin henkisesti pallomaiseen osaan ja rengasmaiseen ekvatoriaaliseen paksuuntumaan ; Newtonin löytämistä mekaniikan laeista seurasi, että kuun vetovoima luo lisävoimamomentin paksuuntumiseen , mikä johtaa maan akselin pyörimiseen. Tämä voimamomentti on suurin, kun kuu on suurimmalla etäisyydellä maan päiväntasaajan tasosta. Samanlainen mekanismi toimii Auringon puolelta [6] [5] . Newtonin päättely oli pohjimmiltaan oikea, vaikka hänen matemaattisessa mallissaan oli epätarkkuuksia, koska Maan tiheys ei ole vakio ja Newtonin mallin parametrit (Kuun ja Auringon massat, niiden etäisyydet) tunnettiin tuolloin suuri virhe.

1700-luvulla kaksi tiedemiestä antoi suuren panoksen asian tutkimiseen. James Bradley löysi nutation, laati taulukoita, jotka mahdollistivat valon precession, nutation ja aberraation huomioimisen tarkoissa tähtitieteellisissä mittauksissa . d'Alembert korjasi ja kehitti työssään " Exigation of the precession of the equinoxes " ( Recherches sur la precession des equinoxes , 1749) Newtonin mallin, antoi ensimmäisen nutaatioteorian [22] . 1800-luvulla precessioteorian viimeistelivät pitkälti Friedrich Wilhelm Bessel ja Otto Wilhelm Struve [5] .

Johtava amerikkalainen tähtitieteilijä Simon Newcomb antoi vuonna 1896 precessiokaavan, joka osoitti myös suuruusluokituksen muutosnopeuden [2] :

Vuonna 1976 Grenoblessa pidetyssä Kansainvälisen tähtitieteilijäliiton 16. kongressissa Newcombin kaava tarkennettiin ja vuoden 2000 uudeksi perustaksi valittiin [2] :

Katso myös

• Tähtitieteen historia

Muistiinpanot

1. ↑ Mikhailov A. A., 1978 , luku "Miksi tähtien deklinaatio muuttuu?".
2. ↑ 1 2 3 Mikhailov A. A., 1978 , Luku "Kuinka mitata precessio?".
3. ↑ Precession arkistoitu 17. elokuuta 2016 Wayback Machinessa .
4. ↑ 1 2 Eremeeva A. I., Tsitsin F. A., 1989 , s. 183.
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 ESBE, 1890-1907 .
6. ↑ 1 2 3 4 Mikhailov A. A., 1978 , luku "Pysyykö napa aina napaisena".
7. ↑ 1 2 Zharov V. E., 2002 , s. 354-355.
8. ↑ Kononovich, Moroz, 2011 , s. 114-115.
9. ↑ Kulikov K. A. Maan napojen liike. - Toim. 2. - M. : Neuvostoliiton tiedeakatemian kustantamo, 1962. - 87 s. — (Populaaritieteellinen sarja).
10. ↑ Le Maistre S., Folkner WM, Jacobson RA, Serra D. Jupiterin spin-napaprecessionopeus ja hitausmomentti Junon radiotieteen havainnoista // Planetary and Space Science. - 2016. - Vol. 126. - s. 78-92. - doi : 10.1016/j.pss.2016.03.006 . — .
11. ↑ Kuchynka P. et ai. Opportunity Mars Exploration Rover // Icarus radiometrisestä seurannasta päätetyt uudet Marsin pyörimisrajoitukset. - 2014. - Vol. 229. - s. 340-347. - doi : 10.1016/j.icarus.2013.11.015 . - .
12. ↑ Bakulin P.I. Yleisen tähtitieteen kurssi. - 4. painos - M . : "Nauka", 1977. - 544 s.
13. ↑ J. Vondrak, N. Capitaine, P. Wallace. Uudet precessiolausekkeet, voimassa pitkiä aikavälejä. . – 2011.
14. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2011 , s. 115-116.
15. ↑ A. L. Berger (1976), Obliquity ja precessio viimeisten 5 000 000 vuoden ajalta. , < http://adsabs.harvard.edu/abs/1976A&A....51..127B > Arkistoitu 4. syyskuuta 2019 Wayback Machinessa 
16. ↑ Milankovitchin pyörät . Elementit. Haettu 4. elokuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2012. (määrätön)
17. ↑ Rawlins D. Continued-Fraction Decipherment: Ancestry of Ancient Yearlengths & (pre-Hipparchan) Precession  //  DIO: The International Journal of Scientific History. - 1999. - Voi. 9.1 . - s. 31-38 .
18. ↑ Eremeeva A.I., Tsitsin F.A., 1989 , s. 88-91.
19. ↑ Evans J. Muinaisen tähtitieteen historia ja käytäntö. - New York: Oxford University Press, 1998.
20. ↑ Rozhanskaya M. M., 1976 .
21. ↑ Kurtik G.E., 1986 .
22. ↑ 1 2 Kolchinsky I. G., Korsun A. A., Rodriguez M. G. Astronomers. Elämäkertaopas. - Kiova: Naukova Dumka, 1986. - S. 42-43, 83, 249.

Kirjallisuus

• Belova N. A. Maan pyörivä liike // Pallotähtitieteen kurssi (luku V). - M .: Nedra, 1971. - 183 s.
• Zharov V. E. Precessio ja nutaatio // Pallotähtitiede (luku 6). - M .: Vek 2, 2002. - ISBN 5-85099-168-9 . (Precession matemaattinen kuvaus)
• Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi. - 4. painos - M . : Kirjatalo "LIBROKOM", 2011. - 544 s. — (Klassinen yliopistooppikirja). - ISBN 978-5-397-01644-5 .
• Mihailov A. A. , akateemikko. Precessio  // Maa ja maailmankaikkeus . - 1978. - Nro 2 .
• Precession  / V. A. Samsonov, V. E. Zharov // Suuri venäläinen tietosanakirja  : [35 nidettä]  / ch. toim. Yu. S. Osipov . - M .  : Suuri venäläinen tietosanakirja, 2004-2017.
• Tsesevich V.P. Päiväntasausten alkusoitto // Mitä ja miten tarkkailla taivaalla. - M .: Nauka, 1973.

• Eremeeva A. I., Tsitsin F. A. Tähtitieteen historia (maailman tähtitieteellisen kuvan kehityksen päävaiheet). - M . : Moskovan valtionyliopiston kustantamo, 1989. - ISBN 5-211-00347-0 .
• Kurtik G. E. Sabit ibn Korran nousun ja laskeutumisen teoria. Teorian ja havaintojen välisen suhteen ongelmasta  // Historialliset ja tähtitieteelliset tutkimukset, voi. XVIII. - M. , 1986. - S. 111-150 .
• Rozhanskaya M. M. Mekaniikka keskiaikaisessa idässä. - Moskova: Nauka, 1976.
• Evans J. The History and Practice of Ancient Astronomy  (englanniksi) . - New York: Oxford University Press, 1998.

Linkit

• Serafimov V. Precession // Encyclopedic Dictionary of Brockhaus and Efron  : 86 nidettä (82 osaa ja 4 lisäosaa). - Pietari. , 1890-1907.
• Sert, Josee. Hipparkhoksen käsitys  precessiosta . Haettu: 25.7.2016.
• Ulansey D. Hipparkhos ja päiväntasausten precessio  . Haettu: 25.7.2016.

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Hienoa norjalaista Britannica (verkossa) Britannica (verkossa)