Astronomiya

Bir illik il müddəti sabitdirmi?

Bir illik il müddəti sabitdirmi?

Phil Plaitin bu yazısına görə, Yerin sideral ilinin müddəti 31.558.149 saniyədir.

Bu rəqəm sabitdirmi? Keçmişdə və ya gələcəkdə Yerin orbitini bir neçə milyon (və ya milyardlarla) il ölçmək istəsəydim, təxminən eyni müddəti görəcəyimi düşünməliyəm?

Olmasa, müşahidə olunan hər hansı bir dəyişikliyin səbəbi nə ola bilər?


Bəzilərini dəyişdirir. Dünyaya günəşdən basan günəş enerjisi, dünyaya dəyən tac kütlə tökülmələrindən kinetik enerji, Yer-Günəş əlaqələrindən gələn gelgit qüvvələri və hətta cazibə dartma qüvvələri başqa planetləri və meteorları meydana gətirir və dünyanı vuran kosmik tozlar da Yer kürəsini dəyişir. kiçik bir kiçik orbit, həmçinin Günəşin kütləsindəki dəyişikliklər ya günəşin kosmik tozdan və ya kometalardan kütlə yığması ya da zamanla əksər günəşlərin etdiyi kütləni itirməsi. Hər kiçik orbital dəyişiklik sidereal ili (və bütün digər illərdə) kiçik bir az dəyişir. Bəlkə də bu, yalnız ildə saniyənin milyondan birini təşkil edir, lakin bu qüvvələrin bəziləri tutarlıdır və zamanla proqnozlaşdırılan dəyişikliklərə səbəb ola bilər. Digərləri qeyri-müəyyənliyə səbəb olan dəyişkəndir. Yerin orbital məsafəsindəki uzunmüddətli dəyişikliklər hazırda gözlənilməzdir.

Ümumiyyətlə, Yerin günəşdən yavaş-yavaş uzaqlaşdığına inanılır, amma bunun hazırda nə qədər sürətlə getdiyinə dair çox razılığın olduğuna inanmıram. Burada və burada məqalələr. İkincisi, ildə 1,5 CM və ya milyon ildə 15 KM təxmin edir ki, bu da bir milyard ildən çox (15,000 KM) 150 milyon KM ilə müqayisədə çox az bir məsafədir. Ancaq təxminlər müxtəlif səbəblərə görə çətindir.

Bəxşişlə əlaqədar bir sualı burada verdim və qəti cavab ala bilmədim. Bəzi planetlərin (Yupiter və Neptun / Uran və bəlkə də Yupiter modeli əsasında Saturn) hərəkətini riyazi olaraq modelləşdirmək mümkündür. Yupiterin günəş sisteminin ilk bir neçə milyard ili ərzində hər ikisini günəşdən uzaqlaşdırdığı düşünülür. Ayın Yerdən məsafəsi də daha çox proqnozlaşdırılır və Okean gelgit çıxıntılarına əsaslanaraq keçmişə modelləşdirilə bilər, lakin Yer kürəsini günəşdən keçmişə olan məsafəsi çox çətindir. Günəşlə müqayisədə kiçik bir cisimdir və Yupiter və N bədən sistemləri onlar üçün bir çox xaosa və gözlənilməzliyə sahibdir. 4 milyard il əvvəl Yer kürəsinin günəşə bir qədər yaxın olması mümkündür, amma düşünmürəm ki, kiminsə nə qədər yaxın olması üçün yaxşı bir modeli var. Zəif gənc günəş paradoksu və gənc günəşlərin daha çox maddə atdığını və daha aktiv koronal kütlə tökülmələrinə sahib olduğu nəzəriyyəsi mənə dünyanın Yer kürəsinin milyardlarla il əvvəl Günəşə daha yaxın olduğunu və daha da uzaq olmadığını düşündürür.

Yerin orbital eksantrikliyi də zamanla, təxminən 100.000 ildən bir bir dövrdə dəyişir, lakin Vikipediyaya görə, bu ilin uzunluğunu dəyişdirmir, yalnız orbitin formasını dəyişir.

Nəhayət və sadəcə əyləncə üçün, Yerin ətrafında dövrə vuran Ayın ən azı Yerin nöqteyi-nəzərindən kiçik açıq dalğalanmalar yaratması mənə məntiqli gəlir, çünki Yer qüvvədə olan Yer-Ay baryenterini təxminən bir ellipsdə dövr edir / 81 a qədər olan məsafənin ölçüsü və ya 29 gündə bir radiusda təxminən 4,480 KM. Ayın yer üzündə və ya onun arxasında olmasına görə, Yer ili 5 dəqiqə dəyişə bilər. Şübhə edirəm ki, Yerin illərini ölçərkən bunun böyük ölçüdə nəzərə alınmır və Yer-Ay baryenterindən istifadə olunur. Yerin mərkəzini ölçsəydik, ildən-ilə daha böyük dəyişikliklər əldə etməliyik. (şəklə bax).

Mənbə.

(kimsə bu məsələdə irəliləyə bilərsə, özünüzü sərbəst hiss edin, hiss edirəm ki, bu yalnız qismən cavabdır, məntiqi olaraq Yer-Yupiter mövqelərinin və ya Yer-Veneranın bir az da olsa Sidereal ili dəyişməsi lazımdır). *


Bəzən və sonra bir az dalğalanır.

Ayın cazibəsi gelgitlərdən məsuldur. Bu okeanların daim planetin fırlanması ilə sinxron olmadığı anlamına gəlir. Ay okeanları biraz geri çəkir və sonra sərbəst buraxır. Bu sürtünmə - sürtünmə forması yaradır. Nə qədər minimal olsa da, hələ minilliklər boyu danışır. Bununla birlikdə, müəyyən növ vulkan püskürmələri, yaratdığı sunami ilə yanaşı, Yerin fırlanmasını bir az da sürətləndirir.

Mantiya və nüvə əslində mayedirsə, bir dərəcə süründürmə də yaradır.

Bu hər saniyənin müddətini (bir az) dəyişir. Beləliklə, qədim Roma saniyələri, verdiyimiz və ya götürdüyümüzdən daha sürətli bir trilyonda bir hissə idi.

Yəni orbitin özü bir az dalğalanır. Bu gün planetimizin Günəşdən yavaş-yavaş uzaqlaşdığına inanılır. Bu, Yerin sürətini dəyişdirmədən orbitin uzanmasına səbəb olardı. Beləliklə, bəli, fərq gülünc dərəcədə az olsa da, hər il uzanmalıdır.


Təəssüf ki, istədiyiniz zaman miqyasları ilə bağlı dəqiq bir məlumatım yoxdur (və hər hansı bir əminlik dərəcəsi ilə hər hansı bir kəmiyyət açıqlaması etmək mümkün olduğuna şübhə edirəm). Ancaq qeyri-müəyyən bir şəkildə, bəli, demək olar ki, bu gündən fərqli olacaq.

Bununla birlikdə, daha qısa zaman tərəzilərində belə, sidereal ilin müddəti sabit deyil, çünki müxtəlif fiziki təsirlər, ilk növbədə Günəş sistemindəki digər cisimlərdən gələn təlaşlar, Yerin orbitinə müəyyən bir qarışıqlıq gətirir.

Sideral ilinin müddətini zaman anında müəyyən edilmiş davamlı bir parametr kimi düşünürsə, bu, orta boylamın ani dəyişmə sürətini ifadə edir. Əslində, orta boylamanın cari sürətlə dəyişməsi halında cəsədin tam $ 360 ^ circ $ hərəkəti etməsinin nə qədər vaxt aparacağını soruşuruq. Xüsusilə, $ t $, J2000 dövründən minlərlə Julian ilində ölçülürsə, orta uzunluğu bir güc seriyası olaraq ifadə edə bilərik $$ lambda = lambda_0 + lambda_1t + lambda_2t ^ 2 + lambda_3t ^ 3 + ldots $$ əmsalları ilə1 $$ begin {eqnarray *} lambda_0 & = & + ! 100 ^ circ ! 46645683 text {,} lambda_1 & = & + ! 1295977422 " !. 83429 text {,} lambda_2 & = & - ! 2 " !. 04411 text {,} lambda_3 & = & - ! 0" !. 00523 text {.} end {eqnarray *} $$ Bu səbəbdən dəyişiklik dərəcəsi $$ dot { lambda} = lambda_1 + 2 lambda_2t + 3 lambda_3t ^ 2 + ldots ; text {.} $$

Bunun J2000 üçün nə verdiyini yoxlaya bilərik: $ t = 0 $ olduqda, dəyişiklik nisbəti sadəcə $ lambda_1 $, Julian minilliyi isə 10 ^ {10} $ saniyə $ 3.15576 dəfə, $$ frac { Phil Plait verdiyi rəqəmin bir saniyəsində olan 360 times 3600 times 3.15576 times 10 ^ {10}} {1.29597742283429 times 10 ^ 9} = 31558149.76 , mathrm {s} text {,} $$. .


İstinadlar:

  1. Simon, J. L .; Bretagnon, P .; Chapront, J .; Chapront-Touze, M .; Francou, G .; Laskar, J. "Ay və planetlər üçün presessiya düsturları və orta elementlər üçün ədədi ifadələr." Astronomiya və Astrofizika 282 (2): 663-683.

Planet Faktları

İnsanlar astronomiya haqqında danışdıqda, xüsusən yaşlanma sistemlərindən, ulduzlardan və ya yaşla əlaqəli digər anlayışlardan söz düşəndə sidereal il qeyd olunur.

Bu müddət elmdə bir planetin, ulduz bürcünün və ya göy cisminin günəş ətrafında öz orbitini tamamlaması üçün zaman ölçüsü, ölçü vahidi olaraq açısal ölçü (dərəcə) baxımından və günəşdən tutduğu mövqeyə görə təyin olunur. .

Tərifə əlavə etmək üçün günəş sistemindəki orbitləri və dönüşləri təqdim edən konsepsiya. Araşdırmalara görə, müəyyən bir bürcün tək bir inqilabı tamamlaması və ya kosmik səmalar ətrafında 360 dərəcə tamamlayaraq, daha sonra Yer səmalarında əvvəlki mövqelərinə qayıtma vaxtı yan il deyilir.

Yerin fırlanması və inqilabı ilə əlaqədar olaraq, planetin fırlanma sürəti və istiqaməti səbəbi ilə yan il ili burada gəlir. Yer kürəsi gündə təxminən bir dərəcə ilə (23 saat 6 dəqiqə) günəş ətrafında fırlandıqda, planetin öz oxu ilə fırlanması yerin istiqamətini fərqləndirir, beləliklə müxtəlif fəsilləri də düzəldir.

Bir dəfə dünyanın istiqaməti günəşə tərəf yönəlsə, o zaman bahar olur. Yerin istiqaməti həm də dünyanın müəyyən bir yerində yerli günorta və meridianı təyin edir.

Ayrıca, bu müddət günəş ilindən fərqli. Bir günəş ili, bir sereal ilindən biraz çox günə sahibdir, çünki tək bir sereal ili bir günəş ilinə görə dörddə biri azdır.


Günəş vaxtı ilə Sidereal vaxtı

Yerdəki vaxtı göy cisimlərinin göydəki mövqeyi ilə ölçürük. Günəş vaxtı günəşin mövqeyinə əsaslanır. Bir günün 24 saat olaraq təyin olunduğu, günəşin ən yüksək nöqtəsinə qayıtması üçün çəkdiyi orta vaxtın hamımızın istifadə etdiyi zamandır. Günəş vaxtında yerli günorta günəşin səmadakı ən yüksək nöqtəsində olduğu andır.

Dünya hər gün tam bir fırlanma edir, ancaq eyni zamanda Günəş ətrafında öz orbitində gəzdiyi üçün bir günəş günortasından digər günəşə keçmək üçün tam 360 ° -dən 1 ° çox dönməli olur. Ancaq ulduzlar o qədər uzaqdadır ki, dünyanın öz orbitindəki hərəkəti, görünən istiqamətləri üçün yalnız laqeyd bir fərq yaradır.

Sidereal vaxt

Sidereal vaxt, ekinal bərabərliyin üst meridianı keçdiyinə əsaslanır. Bu günəş günündən təxminən 4 dəqiqə az vaxt alır.

Sidereal vaxt astronomlar üçün faydalıdır, çünki yerli sidereal vaxt obyektə və # x27s sağ qalxmağa bərabər olduqda hər hansı bir cisim yuxarı meridianı keçər. Bir obyektin meridianın yaxınlığında olacağını bilmək faydalıdır, çünki göydə bir cisim yüksək olduqda, Yerin atmosferindəki təhrif effekti minimuma endirilir.


Bir illik il müddəti sabitdirmi? - Astronomiya

Saatlarımızın günəş gününə söykənməsi və Günəşin ulduzlara görə (və ya ulduzlardan geri qalmağı) görə şərqə doğru gündə təxminən 1 dərəcə sürüşməsi görünür. Bir neçə gün müddətində, saatlarımıza görə ulduzların 4 dəqiqə yüksəldiyini və qurulduğunu görəcəksiniz əvvəllər hər gün. Saatlarımız günün 24 saat uzunluğunu söylədiyindən, ulduzlar 23 saat 56 dəqiqə ərzində Yer kürəsini dolaşır. Bu müddətə sidereal gün çünki ulduzlara görə ölçülür. Bu, Yerin gerçək fırlanma sürətidir və Yerin öz orbitində harada olmasından asılı olmayaraq eyni qalır --- ilin hər günü yan gün = 23 saat 56 dəqiqə. Bir ay sonra (30 gün) verilmiş bir ulduz əvvəlkindən 2 saat əvvəl yüksələcək (30 gün & # 215 4 dəqiqə / gün = 120 dəqiqə). Bir il sonra bu ulduz bugünkü kimi eyni zamanda yüksələcək.

Buna baxmağın başqa bir yolu da Günəşin 365,24 gün (gündə 1 dərəcəyə çox) bir ildə ekliptik boyunca 360 dərəcə bir tam dövrə yaratmasıdır. Nəticə budur ki, Günəşin ardıcıl iki meridian keçidi arasında Yer 24 saat ərzində 360 dərəcə deyil, 361 dərəcə dönməli olur. Bu, bir günəş gününün arxa plan ulduzları ilə müqayisədə həqiqi fırlanma sürətindən 23 saat 56 dəqiqə bir qədər çox olmasını təmin edir.

Kosmosdan Göründüyü Günəş və Sidereal Zaman

Diqqət yetirin ki, Yerin fırlanma oxu hər zaman Göy Qütblərinə tərəf yönəldilir. Hal-hazırda Şimal Səma Qütbü Polaris ulduzuna çox yaxındır. Yuxarıdakı rəqəm Yerin orbital müstəvidən biraz yuxarıdan (məsələn, orbitin eliptik görünüşü ilə) təxminən dairəvi orbitinin bu görünüşünü göstərir.

Təsəvvür edin ki, günorta saatlarında Günəşə və ulduza işarə edən nəhəng bir ox var birbaşa Günəşin arxasında. Yerdəki müşahidəçi Günəşi üfüqün ən yüksək nöqtəsində görür: şimal-zenit-cənub nöqtələrindən keçən qövsdə. meridian. Müşahidəçi də yaşayır yerli günorta. Günəş olmasaydı, müşahidəçi meridianın üstündəki ulduzu da görərdi.

Artıq zaman keçdikcə Yer öz orbitində hərəkət edir və qərbdən şərqə doğru dönür (hər iki hərəkət də şimal qütbünün yuxarı hissəsindən baxıldığı təqdirdə saat yönünün əksinədir). Bir sidereal dövr sonra (23 saat 56 dəqiqə) və ya bir gerçək fırlanma dövrü sonra ox yenidən ulduza tərəf yönəlir. Yerdəki müşahidəçi meridianın üstündəki ulduzu görür. Ancaq ox budur yox Günəşə işarə! Əslində oxun Günəşlə düzülməsi üçün Yer kürəsinin bir az daha fırlanması lazımdır. Yerdəki müşahidəçi Günəşi bir az görür şərq meridianın. Dörd dəqiqə sonra və ya bir dərəcə daha çox fırlanma oxu və Günəşi düzəldir və Günəşin meridian üzərində olmasından bu yana bir günəş (24 saat) gününüz var. Vəziyyətin həndəsi də dünyanın bir sidereal gün ərzində öz orbitində təxminən 1 dərəcə hərəkət etdiyini göstərir. O gecə Yerdəki müşahidəçi, məsələn, Torosdakılar kimi görünən müəyyən ulduzları görəcəkdir. (Diqqət yetirin ki, Yerin fırlanma oxu hələ də Qütblərə tərəf yönəldilib.) Yarım il sonra Buğa görünməyəcək, lakin Əqrəbdəki ulduzlar görünəcək. (Yenə də bildirək ki, Yerin fırlanma oxu hələ də Polaris tərəfə yönəldilmişdir.) Hər hansı bir planetin Günəşi yenidən meridyana qaytarmaq üçün öz oxu ətrafında dönməli olduğu əlavə bucaq, planetin öz orbitində hərəkət etdiyi bucaq miqdarına bərabərdir. sidereal gün.

Əlavə bucağı fırlatmaq üçün lazım olan vaxt = (əlavə bucaq miqdarı) / (fırlanma dərəcəsi). Dünya üçün fırlanma dərəcəsi = 360 & deg / 23.9333 saat = 15 & deg / saat və ya 1 & deg / 4 dəqiqə. Diqqət yetirin ki, bölmə etməmişdən 23 saat 56 dəqiqə əvvəl ondalık hissəyə çevirdim. Günəş günü ilə sidereal günü arasındakı vaxt miqdarı = (1 dərəcə) / (1 dərəcə / 4 dəqiqə) = 4 dəqiqə.

Dünyanın müəyyən bir vaxtında fırlandığı dərəcələrin sayı sabit qaldığına görə dünyanın sidereal günü həmişə 23 saat 56 dəqiqə uzunluğundadır. Diqqətli bir müşahidəçi olsanız, günəş gününün il ərzində bəzən 24 saatdan biraz daha uzun, bəzən 24 saatdan bir qədər qısaldığını görərsiniz. Bunun səbəbi Yerin Günəş ətrafındakı orbitinin eliptik olması və Günəşin hərəkətinin göy ekvatoruna paralel olmamasıdır. Bunun təsiri Zaman tənliyi aşağıdakı bölmə. Günəş günü üçün 24 saatın dəyəri bir orta il üçün və vaxt saxlama sistemimizin əsasındadır.

Yerin fırlanma oxunun əvvəlcədən olması, sidereal vaxt və günəş vaxtı arasında başqa bir fərq yaradır. Bu, ilin necə ölçülməsində görünür. Bir il Yerin orbital dövrü olaraq təyin edilir. Ancaq Günəşin mövqeyini bələdçi olaraq istifadə edirsinizsə, ulduzları bələdçi kimi istifadə etməyinizdən təxminən 20 dəqiqə qısa bir zaman aralığına çıxırsınız. Bürclərin göy ətrafında 360 dərəcə bir dövrü tamamlaması və göydəki orijinal nöqtəsinə qayıtması üçün lazım olan vaxta sidereal il. Bu, Yer kürəsinin Günəş ətrafında tam bir dövrü tamamlaması üçün vaxt alır və 365.2564 günəş gününə bərabərdir.

Ulduz koordinatlarının sürətdən yavaş sürüşməsi, Günəşin bir sereal ilindən sonra səmavi ekvatora nisbətən tam eyni vəziyyətdə olmayacağı deməkdir. The tropik il iki müvəffəq vernal bərabərləşmə arasındakı vaxt intervalıdır. 365.2422 günəş gününə bərabərdir və təqvimlərimizin qurulduğu ildir. Bir neçə min ildən sonra sidereal və tropik illər arasındakı 20 dəqiqəlik fərq, futbol ilinə əsaslanan bir təqvim istifadə etsək, yaylarımızın bir neçə ay əvvəl baş verməsinə səbəb olardı.


ASTRONOMİYA Ch.1-4 Konsepsiya Çekləri / Viktorina Sualları

Kepler: Brahe'nin işini dəstəkləyən planetin hərəkətinin üç qanunu meydana çıxdı.
Planetlər, bir planetin Günəşdən olan məsafəsi dairəvi olaraq deyil, elliptik şəkildə dövr edir, orbit boyunca dəyişir
Planetlər Günəşə və vizaya ən yaxın olduqda daha sürətli hərəkət edirlər
& quotDistant & quot planeti Günəşi müntəzəm uzaq planetlərdən daha yavaş dövr edir

Galilei: Yaradılan teleskoplar, bəzilərinin 30 kəşf edilmiş Yupiterin ay planetlərinin böyüdülməsi & quot; ulduza bənzər & quot; dən & quot; Yerə bənzər & quot; Veneranın Aya bənzər fazaları var Ay, günəş ləkələrini kəşf edən mükəmməl bir kürə deyil

Anaxagoras: Ruhun işığının mənbəyinin Günəşdən gəldiyini təsbit edən ellipslərin səbəbini kəşf etdi

Aristarchus: Günəş mərkəzli bir kainatın heliosentrik nəzəriyyəsini təklif etdi, Yerin Günəşdən uzaqlığını və Ay, məsafəni hesablamaq üçün düsturuna əsasən Günəşin və Ayın ölçüsünü proqnozlaşdırdı

Eratosfenlər: Yerin ətrafını proqnozlaşdıracaq bir tənlik formalaşdırmaq üçün günorta saatlarında iki şəhərin müqayisəsindən istifadə etdilər.

Hipparxus: Ulduzları tapmaq və parlaqlığa görə kateqoriyalara bölmək üçün istifadə olunan bir ulduz kataloqu hazırladı, bir il ərzində kifayət qədər dəqiq bir zaman çərçivəsi təklif etdi.


6000 b.c.e.-də sidereal ilinin həqiqi uzunluğu

Bu rəqəmin nə qədər etibarlı olduğunu bilmirəm, amma 6000 illik bir zaman ölçüsündə yalnız 90 m təşkil edir. Beləliklə, həqiqətən çox əhəmiyyətsiz bir dəyişiklik.

Siderial ili SI saniyələrində ölçürsənsə, bu minlərlə il əvvəlki ilə eynidir - əvvəlki yazılara əsaslanaraq zərf arxasında sürətli bir hesablama apardım və uyğunsuzluq bir yerdə 10 əmri ilə olacaq -7 saniyə, səhv etmirəmsə. Beləliklə praktik olaraq sıfır dəyişir.

Uyğunsuzluğun mümkün bir izahı, yan illərin (indiki və əvvəlki) günlərlə verilməsi ola bilər. İndi nə & quot günləri & quot; istifadə etdilər? Yazıda dəqiqləşdirirlərmi? Cari sidel ili üçün dəyər: 365.25636 gün, göründüyü kimi 86 400 SI saniyəyə sabitlənmiş ephemeris gününü istifadə edir. Efemeris günü 365.25059 dəyəri üçün də vahid kimi istifadə olunur?

Başqa bir mümkün izah (və daha çox ehtimal edirəm), Siriusun düzgün hərəkəti ilə əlaqəli olacaqdır. Sirius sistemi bizə çox yaxındır, buna görə daha uzaq ulduzlarla müqayisədə səmada daha çox & quotraply & quot kimi hərəkət edə bilər.

ardıcıl iki heliakal yüksəliş (bir il) arasındakı dövrdə, Sirius uyğunsuzluğu izah etmək üçün görünən mövqeyi dəyişdirmiş ola bilər. . qədim misirlilər Siriusu deyil, daşqını gözləmək üçün daha uzaq bir ulduzdan istifadə etməli idilər

Bunlar yalnız uyğunsuzluğu izah etmək üçün təkliflərimdir, amma düşüncələrim səhvdirsə, başqaları tərəfindən düzəldilmək istərdim.

Siderial ili SI saniyələrində ölçürsənsə, bu minlərlə il əvvəlki ilə eynidir - əvvəlki yazılara əsaslanaraq zərf arxasında sürətli bir hesablama apardım və uyğunsuzluq bir yerdə 10 əmri ilə olacaq -7 saniyə, səhv etmirəmsə. Beləliklə praktik olaraq sıfır dəyişir.

Uyğunsuzluğun mümkün bir izahı, yan illərin (indiki və əvvəlki) günlərlə verilməsi ola bilər. İndi nə & quot günləri & quot; istifadə etdilər? Yazıda dəqiqləşdirirlərmi? Cari sidel ili üçün dəyər: 365.25636 gün, göründüyü kimi 86 400 SI saniyəyə sabitlənmiş ephemeris gününü istifadə edir. Efemeris günü 365.25059 dəyəri üçün də vahid kimi istifadə olunur?

Başqa bir mümkün izah (və daha çox ehtimal edirəm), Siriusun düzgün hərəkəti ilə əlaqəli olacaqdır. Sirius sistemi bizə çox yaxındır, buna görə daha uzaq ulduzlarla müqayisədə göydə daha çox & quotraply & quot kimi hərəkət edə bilər.

. ardıcıl iki heliakal yüksəliş arasındakı dövrdə (bir il), Sirius uyğunsuzluğu izah etmək üçün görünən mövqeyi dəyişdirmiş ola bilər. . qədim misirlilər Siriusu deyil, daşqını gözləmək üçün daha uzaq bir ulduzdan istifadə etməli idilər

Bunlar yalnız uyğunsuzluğu izah etmək üçün təkliflərimdir, amma düşüncələrim səhvdirsə, başqaları tərəfindən düzəldilmək istərdim.


Tarixi Astronomiya: Konsepsiyalar: Dövrlər

Sinodik dövr, yerin, günəşin və planetin bir-birinə eyni nisbi mövqeləri əldə etməsi üçün lazım olan vaxtdır. Sidereal dövr, bir planetin günəşi bir dəfə dövr etməsi üçün lazım olan zamandır. Başqa cür desək, sinodik dövr, planetin günəşə nisbətən yerdən göründüyü dövrüdür. Sidereal dövr, günəş ətrafında bir planetin dövrüdür, ancaq "sabit" ulduzların fonunda baxılır. (Fərqli planetlərdə bir ilin uzunluğundan danışarkən sidereal dövrdən bəhs edirik.) Sinodik dövrü birbaşa yerdən ölçmək çox asandır, siderealı ölçmək mümkün deyil. Bununla birlikdə, sidereal dövrü sinodikdən hesablamaq çox asandır.

Bir planet günəşin tam əksinə olduğu zaman bir günəşdən yer üzündən, sonra da planetdən düz bir xətt çəkə biləcəyi zaman müxalifdir. Bir planetin müxalifətdən müxalifətə keçməsi üçün vaxt bu planetin sinodik dövrüdür. Daxili planet həmişə xarici planetdən daha sürətli getdiyindən, sinodik dövr sadəcə daxili planetin xarici planetin qucağında qalması üçün vaxtdır. Aşağıdakı diaqram ardıcıl iki qarşı çıxmanı göstərir.

Əvvəlcə yuxarıdakı diaqramda yerin daxili planet olduğunu təsəvvür edək. Gəlin bir-birinin ardınca gələn iki müxalifət arasındakı zamana da zəng edək S. S-ni illərlə ölçsək, bu da yer üzünün günəşi dövr etməsi sayına bərabər olur. Yer üzü xarici planetin ətrafını əhatə etdiyindən, bu, xarici planetin yer üzündən tam 1 dəfə az günəşin ətrafında dövr etməsi deməkdir. Xarici planetin günəşi dövr etməsi üçün vaxt tələb olunur T, T, sadəcə vaxt / orbit olan sidereal dövrdür və ya:

T = S / (S-1) xarici planet üçün

Yerin xarici planet olduğunu təsəvvür etsək, o zaman hər şey eynidır, yalnız daxili planetin yer üzünü çırpması, beləliklə daxili planetin yer üzündən günəş ətrafında tam 1 dəfə daha çox səyahət etməsi. Beləliklə deyə bilərik:

T = S / (S + 1) daxili bir planet üçün

Ptolemeyk sistemində sidereal dövrünün mənasız olduğunu qeyd etmək vacibdir, çünki yer bütün orbitlərin mərkəzidir. Ptolemeyk sistemində sinodik dövrlər ölçülür və vacibdir, ancaq bir planetin günəşi dövr etməsi üçün nə qədər vaxt lazım olduğu maraqlanmır. Bir planetin yer üzünü dolaşması üçün nə qədər vaxt lazım olduğunu düşünmək olar və bunu birbaşa ölçmək olar. Kopernik günəşi mərkəzə qoyduğu və yer üzündə başqa bir planet olduğu üçün sidereal dövrü hesablamaq Kopernikə qədər əhəmiyyətli oldu.

Aşağıdakı cədvəldə Günəş sistemimizdəki planetlərin sidereal və sinodik dövrləri göstərilir:


ZAMAN TARAZLARI

Yerin öz oxu ətrafında fırlanması günü, Yerin Günəş ətrafında dövr etməsi ili təyin edir.

Yerin hərəkətini tam müəyyənləşdirmək üçün bilməliyik:
- Yerin oxunun "xaricinə" istinad edilən hərəkəti (yəni atalet bir istinad çərçivəsinə münasibətdə): səma ekvatorunun hərəkətini və koordinatların dəyişdirilməsini (prekresiya və qidalanma)
- Yerin özünə nisbətən Yerin fırlanma oxunun hərəkəti (qütb hərəkəti): qütb təxminən iyirmi metrlik bir dairədə qaldığından çox kiçikdir, lakin bu hərəkət gözlənilməzdir
- Yerin öz fırlanma oxu ətrafında hərəkəti, açıq şəkildə gün anlayışını təyin edəcək ən vacibdir. Bucağın təkamülü ilə ifadə olunur: yan vaxt.

Günün tərifi

Kosmosda sabit bir istiqaməti düşünsək, Yerin öz oxu ətrafında tam bir çevrilməsindən sonra bir müşahidəçinin eyni istiqamətdə tapması 23h 56m 4s çəkəcəkdir. Ancaq bu, həqiqətən nəzərə çarpmır. Günəş eyni vəziyyətə qayıtsa daha çox görünəcək. Təxminən 24 saat davam edən ortalama günü təyin edən Günəşin eyni istiqamətə qayıtmasıdır.

Gün bir apriori deyil, müddətləri saymaq üçün tək bir zaman vahidi deyil, əksinə "gündüz" üzərində qurulmuş və "gecə" dövrləri ilə çərçivələnmiş bir müddətdir. Günü, Günəşin ən yüksək nöqtəsində, yəni saytın "meridianı" olaraq ardıcıl olaraq iki keçidi arasındakı vaxt olaraq təyin edəcəyik. Ancaq belə bir müddət dəyişkəndir və bunun səbəbini görəcəyik.

Birincisi, sonradan görəcəyimiz kimi (Kepler qanunları), Günəşin Yer ətrafındakı görünən orbiti (əslində, Yerin Günəşin ətrafındakı real orbiti) bir dairə deyil, bir ellips və Günəşin Günəşdəki görünən sürətidir. səma sferası trayektoriyasındakı mövqeyinə görə dəyişəcəkdir. Buna görə Günəş orta mövqeyə nisbətən yavaşladıqda daha sürətli və ya gec getdikdə irəliləyən meridianın üstündən keçəcəkdir. Saatların müntəzəm olaraq bölüşdürülməsi və tarixə görə on iki saatın bir az erkən və ya bir az gec gəlməsinin qarşısını almaq üçün Günəşin ortalama günəş vaxtını təyin edən nəzəri bir orta mövqeyi, bu vaxta qədər istifadə olunan bir zaman ölçüsü. 1970-ci ilin əvvəlləri. Bu zaman miqyasının rəsmi tərifi belə idi: "Fransadakı qanuni vaxt, Parisin 9m 21s gecikdirilən və 12 saata artan ortalama günəş vaxtıdır (bu, beynəlxalq səviyyədə tanınan Universal Time-ın tərifidir) və yayda bir saat, qışda iki saat artırdı (yay vaxtı və ya qış vaxtıdır.) 9m 21-lər bizi beynəlxalq meridian (Greenwich) saatına salmaq üçün istifadə olunur və daha rahat etmək üçün on iki saat əvvəl əlavə olunur. günə günortadan sonra gecə yarısından başlayaraq (orta günəş vaxtı günəş günəş meridianı keçəndə günortadan başlayır) və nəhayət bir saat və ya iki saatlıq dəyişmə bizə yaz və ya qış vaxtını verir. kimi icazə verin Günəşin günortaya yaxın ən yüksək nöqtəsində olması üçün beynəlxalq meridiandan uzaqda yerləşən ölkələr üçün oxşar dəyişiklik.

Kredit: 1999-cu il üçün IMCCE / BDL zaman tənliyi (dəqiqələrlə)

Əsl günəş vaxtı, orta günəş vaxtı, zaman tənliyi

Bir yerdə və müəyyən bir anda gerçək günəş vaxtı, bu anda Günəşin bu yerdəki saat bucağıdır. Günəş saatları ilə təmin edilir. Əlbətdə ki, Yerin fırlanma qaydasızlığından təsirlənir və bu münasibətlə orta Günəş vaxtı ilə əlaqələndirilir: həqiqi günəş vaxtı = orta günəş vaxtı mənfi tənlik.

Orta Günəşlə həqiqi Günəş arasındakı bu fərqdir. zaman tənliyi - bizi yanvar ayında deməyə məcbur edir: "hey günlər səhərdən daha çox axşam uzanır" .Əslində, hərəkət edən və ortalama günorta ilə müqayisədə daha sonra baş verən gerçək günortadır. Orta günortası ilə əsl günortası arasındakı bu fərq, yalnız inşa edildiyi yerin gerçək vaxtını təmin edən bir gün saatı qurarkən şübhəsiz əsasdır. Bu fərq “zaman tənliyi” adlanır. Oktyabr ayının sonunda maksimum 16 dəqiqəyə çatır.

Həqiqi günəş vaxtı = orta günəş vaxtı - Zaman tənliyi

Zaman tənliyi əslində iki effektin nəticəsidir:
- Yerin orbitinin ekssentrikliyinə görə mərkəzin tənliyi (Yerin dairəvi deyil, eliptik orbitinin yolu)
- Günəşin keçməsi yerdəki ekvatorial müstəviyə nisbətən yerin meridianında ölçüldüyündən ekliptikin (Yer ekvatorial müstəvidə Günəş ətrafında fırlanmır) oblikliyinə görə ekvatordakı azalma. onu geri gətirmək lazımdır.
Beləliklə, zaman tənliyi saat 12-dən sonra və ya ondan əvvəl əsl günortaya qayıtmaq üçün dəqiqə sayını verir. Nümunə: Zaman tənliyi 8 dəqiqəyə bərabərdirsə, ortalama vaxt 12: 00-da günortadan sonra doğru olacaqdır.

Daha sadə, Yer ekvator müstəvisində öz oxu ətrafında və ekliptik müstəvisində Günəş ətrafında fırlanır. Ekvatorda proqnozlaşdırılmalı olan ekliptikdəki bərabər hərəkətə istinad edilən Günəşin irəliləməsidir (və ya gec).

Gecə və gecə uzunluğu haqqında daha ətraflı məlumat üçün göy cisimlərinin dəstləri və yüksəlişlərindəki səhifələrə nəzər yetirə bilərsiniz.

Kredit: V. Rumyantsev / Naucsny Rəsədxanası Krım səmasında zaman tənliyinin reallaşdırılması

Yuxarıdakı şəkil zaman tənliyinin təsirini göstərir. Səhərin 10 günündə 10 gündə çəkilən Günəşin görüntüləri eyni zamanda üst-üstə qoyuldu.

Zaman tərəzisi

Yerin öz oxu ətrafında gündəlik fırlanması astronomların istifadə etdikləri və Ümumdünya Vaxt (UT) adlandırılan zaman miqyası üçün əsas yaratmaq üçün kifayət qədər vahid görünürdü. Bu zaman miqyasında ikincisi, orta günəş gününün 1/86400-ə bərabər olaraq təyin edilir. Ancaq Ayın Yerdən nəzəri hesablamalarla uyğun olmayan bir şəkildə qaçdığını görərək, Yerin yavaşladığı aşkar edildi. Səhv bu hesablamalardan deyil, Ümumdünya Zəmanəsinin vahid bir zaman tərəzisi olmadığından qaynaqlanır: Yer öz oxu ətrafında fırlanarkən yavaşlayaraq orta günün uzunluğunu artırdı (əsrdə yalnız bir neçə milisaniyə, lakin yığmaq) və bu səbəbdən saniyənin müddəti də artmaqdadır. Bu cür qeyri-bərabər vaxt miqyası tanışlıq hadisələri üçün istifadə edilə bilər, lakin müddəti yaxşı bir dəqiqliklə ölçmək üçün deyil. Daha pisi, bu zaman şkalası Günəş sistemindəki səma cisimlərinin hərəkətlərini təyin etmək üçün istifadə edildi, bu hesablamalar vahid bir zaman tərəzisi tələb edir.

Astronomlar daha sonra Yerin Günəş ətrafında fırlanmasına əsaslanan daha sabit olan yeni bir zaman ölçüsü tətbiq etdilər, buna Ephemeris Time (ET) deyildi. İlin müddəti də həqiqətən sabit deyil. Sonra fərqli şəkildə qurulmuş bir zaman ölçüsündən istifadə etməyi seçdik: atomların tezliklərini ölçən və xüsusilə sabit bir "saniyə" təmin edən atom saatları. Bundan sonra saniyələri bir-birinin ardınca toplayaraq zaman şkalası düzəldəcəyik, səma hərəkətlərindən asılı olmayaraq Beynəlxalq Atom Zamanı (TAI). Beynəlxalq Atom Zamanı, əslində dünyada paylanan orta bir atom saatıdır. Rölativistik effektlərin ikincisinin özümüzü yerləşdirdiyimiz çərçivədən asılı olduğunu göstərməsi ilə işlər mürəkkəbləşir: biz ora çox yüksək dəqiqlikdə çatırıq və bu zaman tərəzilərindən istifadə yolları istənilən yüksək dəqiqliyə görə daha mürəkkəbdir. . Planetlərin hərəkətlərini təyin etmək üçün TAI ilə işarələnmiş bir zaman miqyasından istifadə etmək kifayətdir, nisbi təsirlər yalnız radar və ya oxşar müşahidələr üçün nəzərə alınır. Nəzərə almaq lazımdır ki, atom saatları üçün standart bir əsas olaraq seçilən ikinci seçim ən yaxşı seçim deyildi: 1 yanvar 1900-cü il ortalama günəş gününün 1/86400-nə bərabərdir, bu o qədər də xoşbəxt deyil, bu seçim qüvvəyə minir. 1962, ikincisi isə artmışdı. Beynəlxalq Atom Zəmanəsinin istifadəsi çox sabit, Yerin fırlanması ilə uyğunsuzluğa səbəb olacaq və bu zaman şkalasında günorta saat 12-yə qədər davam etməyəcəkdir. Bu səbəbdən zaman-zaman Yerin fırlanma dəyişikliyindən asılı olaraq zaman şkalasına 31 dekabr və ya 30 iyun tarixlərində bir saniyə əlavə ediləcəyi elan edildi. Adi vaxt miqyasının astronomik Ümumdünya vaxtından saniyədən çox kənarlaşmaması üçün. Bir saniyənin müntəzəm əlavə edilməsi ilə dəyişdirilmiş bu atom vaxtı miqyasına Koordinatlı Universal Saat (UTC) deyilir. Astronomik hesablamalar üçün istifadə olunan sabit və vahid vaxt tərəzisi, indi Yer kürəsi Zamanıdır (TT), praktiki reallaşdırılması 1 yanvar 1977-ci ildən başlayaraq vaxt ephemerisini uzadan Beynəlxalq Atom Zamanı ilə əlaqəli olan zaman miqyasıdır.

Daha spesifik olaraq, zaman tərəziləri aşağıdakı kimi bir-biri ilə əlaqələndirilir. Beynəlxalq Atom Zamanı (TAI) mümkün olan ən vahid vaxtın miqyasıdır: hər hansı bir astronomik hadisəyə əsaslanaraq qurulur. Bu fizikaya əsaslanan bir zaman ölçüsüdür.

The Universal Time scale is a nonuniformly time following the rotation of the Earth it is noted UT1 and is a linear function of the angle of rotation of the Earth. It is not predictable insofar as slowing the rotation of the Earth not regularly (see figure). It is determined a posteriori using observations. The Coordinated Universal Time (UTC) is a time linked to TAI, uniform "by intervals" , i.e. it has the metrological qualities of TAI but follows UT1 without deviating by more than one second. It is therefore readjusted if necessary by a second (see figure).
We have the relation: TAI - UTC = an integer number of seconds.

Credit: IMCCE Difference in seconds between the Terrestrial Time TT, UT1 and UTC

The ephemeris time (TE) is more uniform and was created to extend the Universal Time as soon as we became aware of its non-uniformity. From January 1, 1977, the TE is extended by the Terrestrial Time (TT), defined by the relationship with TAI: TT = TAI + 32.184 s. This shift of 32.184 s comes from a lack of coordination between astronomers and physicists during the creation of the TAI scale in 1955. It is the relationship TE-UT or TT-UTC which is important to know since the observations are referred to UTC in all observatories and the dynamical models are made in a uniform time scale, TT. The following table shows the correspondence between TT and UTC as the difference TT-UTC (which were: TE - UT1 before 1977). The addition of a second is made either on December 31 or on June 30 at 23h 59m 60s, generally denoted wrongly January 1 or July 1.

Interval of use TT - UTC
1 January 1972 - 1 July 1972 42.184s
1 July 1972 - 1 January 1973 43.184s
1 January 1973 - 1 January 1974 44.184s
1 January 1974 - 1 January 1975 45.184s
1 January 1975 - 1 January 1976 46.184s
1 January 1976 - 1 January 1977 47.184s
1 January 1977 - 1 January 1978 48.184s
1 January 1978 - 1 January 1979 49.184s
1 January 1979 - 1 January 1980 50.184s
1 January 1980 - 1 July 1981 51.184s
1 July 1981 - 1 July 1982 52.184s
1 July 1982 - 1 July 1983 53.184s
1 July 1983 - 1 July 1985 54.184s
1 July 1985 - 1 July 1988 55.184s
1 July 1988 - 1 January 1990 56.184s
1 January 1990 - 1 January 1991 57.184s
1 January 1991 - 1 July 1992 58.184s
1 July 1992 - 1 July 1993 59.184s
1 July 1993 - 1 July 1994 60.184s
1 July 1994 - 1 January 1996 61.184s
1 January 1996 - 1 July 1997 62.184s
1 July 1997 - 1 January 1999 63.184s
1 January 1999 - 1 January 2006 64.184s
1 January 2006 - 1 January 2009 65.184s
1 January 2009 - 1 July 2012 66,184s
1 July 2012 - 1 July 2015 - 67,184s
1 July 2015 - 1 January 2017 68,184s
1 January 2017 - 69,184s

The following figure gives an extrapolation in the past because this difference already slowed the Earth, even if we did not know. This extrapolation is determined from various observations such as solar eclipses and is necessary for the analysis of old observations and avoid to assign an acceleration to some bodies of the solar system, acceleration which is only the signature of the slowdown of the rotation of the Earth. Old eclipses of the Sun showed that the TT -UT value reached 3 hours two thousand years ago (see the page on eclipses).

Credit: Stephenson and Morrison Difference in seconds between the Terrestrial Time TT (or Ephemeris Time ET) and the Universal Time UT (or UTC)

The following figure provides the duration of day as a function of time : the decreasing speed of the rotation of the Earth around its axis has the effect of increasing the duration of the day. However, this increase (small, about 2 milliseconds by century) has a significant cumulative effect as noted above. It may be noted that this slowdown is very irregular. To the secular slowdown, we have to add variations due to the coupling between the core and the mantle of the Earth so-called "decadal variations".

Credit: SYRTE Variation of the length of the day

International discussion is currently underway to decide whether to stop the system of leap seconds. Thus, the time associated with the rotation of the Earth would separate from the uniform time built with atomic clocks . The figure below shows the growth of the gap TT- UTC in the future. This gap would be one that would separate us gradually from solar time if we renounced the leap seconds . In this case, we should have to add a "leap hour" around the year 3330.

Credit: D. Gambis/SYRTE Growth TT- UTC in the future

Finally, let us say that the sidereal time is not a time scale : this is only an angle (the hour angle of the vernal equinox), which gives the position of the Earth around its axis. It is used to find a star in the local sky from its spherical coordinates, right ascension and declination (see paragraph devoted to it and its definition).

Definitions of different time scales can be found in the glossary..

Precession and nutation

The slowing of the Earth rotation showed us the irregularity of the rotation. In addition, the axis of rotation does not remain fixed over time: the gravitational perturbations of the Moon, the Sun and planets cause different motions that axis. First a fast oscillating "periodic" small amplitude around an average position is the nutation. Then, by a slow movement, "secular" while remaining tilted approximately 23° 26' to the ecliptic (the orbital plane of the Earth), the axis will make a complete rotation in 25 700 years. This is the precession. In a little less than 13 000 years , the polar star will be changed. It will beo the star Vega that will point the axis of rotation of the Earth and 13,000 years later it will be directed to our polar star again.

The principle of the precession and nutation due to the change in direction of the axis of rotation of the Earth

This precession motion, of course, implies that the equinox or the vernal point will rotate on our celestial sphere in 25 700 years , that is to say that the origin of right ascensions that we have chosen on our celestial sphere is mobile! This makes harder to measure the motions of stars on our celestial sphere . The problem is solved by choosing an equinox at a given date. Thus, today, the vernal point is the origin of the beginning of the year 2000 all star catalogs use this reference. It should be noted that the observations may, in some cases, be made referred to the vernal point of the day but a correction will be made to reduce the observation to the common reference of 2000 .

Positions in a reference frame of the date are called true coordinates of the date and that in a reference frame 2000 are called "mean J2000". In the first case , we use an axis affected by nutation and precession and in the second case the nutation is removed and we take the "mean" axis of the beginning of the year 2000.

Definition of the year

The year seems to be easy to define : it is the time it takes to the Earth to make one complete revolution around the Sun. In fact it is not so simple. The year is linked to our calendar and the fact that the Earth has completed one full revolution (360°) around the Sun is not an essential criterion.

If we take a fixed direction in space, the Earth will take 365 days 6 hours 9 minutes 10 seconds to go back to the same direction. We call this duration the sidereal year.

If the direction of the vernal equinox of the date (spring equinox) is considered, the Earth will take 5h 48m 45s 365 days to go back to the direction of that point. This is a different duration than the sidereal year because the vernal point moved while the Earth revolves . We call this duration the tropical year.

If we consider the point in the orbit of the Earth closest to the Sun (perihelion, currently on Jan. 3), the Earth will take 365 days 6h 13m 53s to go back to this point. We call this duration the anomalistic year.

If the direction of the node of the lunar orbit is considered, the Earth will take 346 days 14h 24m to go back to this point which moves rapidly, shortening the year. We call this duration the draconitic year.

It is seen that there is a choice to make to define a year. This choice will be social, cultural and religious. Our calendar (Gregorian) adopted the tropical year because it brings back seasons on the same date each year (solar calendar) . The Chinese calendar uses the sidereal year because it will follow to the motion of the stars in the zodiac (relative to the fixed stars) . The draconitic year serves only to determine the frequency of solar eclipses. Lunar calendars (such as the Muslim calendar) helps for a good approximation of the lunar month. They are independent of the motion of the Earth around the Sun.


6.9: The Length of the Year

  • Contributed by Jeremy Tatum
  • Emeritus Professor (Physics & Astronomy) at University of Victoria

The time taken for Earth to revolve around the Sun with respect to the stars, which is the same thing as the time taken for the Apparent Sun to move around the ecliptic with respect to the stars, is a Sidereal Year, which is (365^< ext> .25636), where the &ldquod&rdquo denotes a mean solar day. The length of the seasons, however, is determined by the motion of the Apparent Sun relative to (Upsilon). Because (Upsilon) is moving westward along the ecliptic, the time that the Apparent Sun takes to move around the ecliptic relative to (Upsilon), which is called the Tropical Year, is a little less than the sidereal year. We have seen, however that the motion of (Upsilon) along the ecliptic is not quite uniform, and we have to average out the effects of nutation. Thus the Mean Tropical Year is the average time for the ecliptic longitude of the Apparent Sun to increase by (360^circ), which is (365^ ext .24219).

The calendar that we use in everyday life is the Gregorian Calendar, in which there are 365 days in most years, but 366 days in years that are divisible by 4 unless they are also divisible by 100 other than those that are also divisible by 400. Thus leap years (those that have 366 days) include 1996, 2000, 2004, but not 2005 or 1900. (2000 was a leap year because, although it is divisible by 100, it is also divisible by 400.) The average length of the Gregorian Year is 365.2425, which is close enough to the Mean Tropical Year for present-day purposes, but which is of concern to calendar reformers and will be of some concern to our remote descendants.

The Anomalistic Year is the interval between consecutive passages of the Earth through perihelion. The perihelion of Earth&rsquos orbit is slowly advancing in the same direction as the Earth&rsquos motion, so the anomalistic year is a little longer than the sidereal year, and is equal to (365^ ext .25964).

Figure ( ext) illustrates a way of thinking about the relation between the sidereal and tropical years. We are looking down on the ecliptic from the direction of the north ecliptic pole. We see the Sun moving counterclockwise at angular speed (&omega_ ext) and moving clockwise at angular speed (&omega_Upsilon). The angular speed of the Sun relative to (Upsilon)


( ext

)

is (&omega_ ext = &omega_ ext + &omega_Upsilon). But period (P) and angular speed (&omega) are related by (&omega = 2&pi/P).

Thus (P_ ext = 365^ ext .25636) and (P_Upsilon = 25800 ext = 9.424 imes 10^6 ext). Hence (P_ ext = 365^ ext .2422). Using the same argument, see if you can calculate how long it takes for the perihelion of Earth&rsquos orbit to advance by (360^circ) &ndash bearing in mind that the perihelion is advancing, not regressing.

One more point worth noting is that, during a sidereal year, the Sun has upper transited across the meridian 365.25636 times, whereas a fixed star has transited 366.25636 times. Expressed another way, while Earth turns on its axis 365.25636 times relative to the Sun, relative to the stars it has made one extra turn during its revolution around the Sun. Thus

Thus the length of the sidereal day is (23^ ext 56^ ext 04^ ext).


The scientific temperament of ancient Indian astronomers

A serious criticism against ancient Indian astronomers is that they were not scientific observers but only mathematical manipulators. However, a detailed study of the original texts of the earliest works on astronomy and an appraisal of the observation methodology and attitude of the astronomers reveals their strong scientific basis.

¨ The Yajurveda recognised that a year comprised 12 solar months and 6 seasons (rtus) (See box for Vedic nomenclature of seasons and corresponding months)


Videoya baxın: evlilik il donumune aid video (Sentyabr 2021).