Astronomie

Proč vzdálenost Země-Měsíc není u každého perigeu / apogea stejná?

Proč vzdálenost Země-Měsíc není u každého perigeu / apogea stejná?


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.

Zajímalo by mě, proč vzdálenost Země-Měsíc není u každého perigeu / apogea stejná. Není orbita Měsíce pevnou elipsou se Zemí v jednom z ohnisek? Pokud je to tak, neměla by být vzdálenost u perigee / apogee pevnou hodnotou?


Není orbita Měsíce pevnou elipsou se Zemí v jednom z ohnisek?

Ne, to není. To neplatí ani pro oběžné dráhy planet kolem Slunce. Každá planeta narušuje oběžné dráhy ostatních planet, takže Keplerova elipsa je spíše správná než přesná. Oběžnou dráhu Měsíce Slunce silně narušuje mnoha způsoby. Oběžná dráha Měsíce se liší od pevné elipsy mnoha způsoby. Jedním z důsledků těchto slunečních poruch (a v mnohem menší míře poruchami z Venuše a Jupitera a v ještě menší míře z ostatních planet) je to, že oběžná dráha Měsíce předchází mnoha způsoby.

Jednou takovou precesí je apsidální precese. Hranice ze Země do bodu, ve kterém Měsíc dosáhne perigeu, neukazuje na pevnou pozici ve vesmíru. Místo toho přebírá období 8,85 roku. To má za následek takzvané supermoony, ke kterým dochází, když je oběžná dráha Měsíce blízko perigeu, když je Měsíc v úplňku.

Další takovou precesí je nodální precese. Linie uzlů (kde Měsíc prochází shora dolů pod ekliptikou a naopak), také precese, ale s obdobím asi 18,6 let. Zatmění dostáváme pouze tehdy, když je Měsíc velmi blízko uzlu v syzygii (buď úplněk, který má za následek zatmění měsíce, nebo nový Měsíc, což má za následek zatmění slunce).


Pokud by byl Měsíc a Země daleko od jiných gravitačních těles, byla by oběžná dráha nejen velmi konzistentní, ale také velmi blízká kruhové. Dráhy jako Země-Měsíc, kde je vzájemná slapová síla silná a rotační energie vnitřního těla se přenáší na orbitální energii menšího těla, mají tyto dráhy tendenci cirkulaci v průběhu času.

Matematika za gravitací tří těl je docela intenzivní a nad mým platovým stupněm, ale vysvětlím to vizuálně. Nejjednodušší způsob, jak si to představit, je slapové síly.

Myslíme si, že slapové síly působí pouze na pevné těleso, jako jsou vlny na Zemi nebo trvalé přílivové boule na Měsíci, ale všechny slapové síly jsou změnou gravitačního působení na různé vzdálenosti a protože Země a Měsíc jsou navzájem spojeny jiné gravitací, to znamená, že na systém Země-Měsíc lze použít sluneční slapovou sílu.

Gravitační tah ze Slunce je silnější na straně planety blíže ke slunci a nejslabší na opačné straně. To se také děje ve vztahu k Zemi a Měsíci, když je jeden nebo druhý blíže ke Slunci.

Když je oběžná dráha Země / Měsíc v úplňku nebo v novoluní, pak je slapová síla vyvíjená sluncem silnější na bližší těleso, slabší na další těleso a oběžná dráha se efektivně táhne ve směru šipek na obrázku výše.

Když se oběžná dráha Země-Měsíc nachází v poslední čtvrtině nebo v první čtvrtině, slapová síla vyvíjená sluncem je v kolmém směru dovnitř a oběžná dráha účinně svírá.

Je zajímavé, že síly působí také ve čtvrtinových bodech a všude mezi nimi. Když Měsíc ubývá půlměsíce nebo přibývá, Slunce vyvíjí větší sílu na bližší objekt a menší sílu na vzdálenější objekt, což nemá za následek takovou změnu tvaru, ale tato síla účinně zrychluje objekty vzhledem k sobě navzájem pohybují se o něco rychleji. Opak se stává s ubývajícím měsícem a dorůstajícím srpkem měsíce: Slunce účinně zpomaluje relativní rychlost mezi Zemí a Měsícem.

Stručně řečeno, Slunce neustále táhne nebo tlačí Měsíc ve srovnání se Zemí, takže dochází k neustálému roztahování a stlačování a zrychlování a zpomalování dráhy Měsíce kolem Země (nebo kolem barycentra pro vaše puristy). Možná si myslíte, že by to mohlo otřást Měsícem ze Země, a to by bylo, kdyby byl Měsíc o 30–50% dále, než je nyní. Právě toto přílivové tahání a roztahování definuje nejasnou hranici, která je stabilní oblastí sféry Hill.

Tento sluneční slapový efekt je cyklický a působí pokaždé, když Měsíc dokončí cyklus úplňku, což je synodická oběžná dráha přibližně 29,5 dne.

„Keplerova oběžná dráha“ Měsíce je hvězdná oběžná dráha přibližně 27,3 dne.

Jak to vypadá?

Celkovým účinkem (zmíněným v druhé odpovědi) je neobvykle vysoká precese lunárního apsidusu pouhých 8,85 let, nebo něco přes 118 hvězdných (nebo Keplerových) oběžných drah.

To znamená, že apogee a perigeum Měsíce se posunou o 3 stupně na každou oběžnou dráhu měsíce. Měsíc se nemůže usadit na konzistentní oběžnou dráhu kvůli sluneční gravitaci, která na něj působí, a slapová síla v systému Země-Měsíc je významná.

Pro srovnání, Země má apsidální precesi, většinou poháněnou Jupiterem a Saturnem, asi 112 000 let neboli 112 000 oběžných drah. To je asi tisíckrát menší úhlová změna na oběžnou dráhu. Jako postranní panel nemají objekty na oběžné dráze, například Venuše, velký vliv na oběžnou dráhu Země. Jsou to vnější planety, které primárně řídí apsidální precesi. Například Neptun nemá žádné vnější planety, o kterých by se dalo mluvit, a kdyby byla nalezena planeta 9, byla by příliš daleko, takže oběžná dráha Neptunu je téměř kruhová.


Postupné vzdálenosti apogea / perigeu Měsíce od Země skutečně procházejí změnami: tyto změny jsou téměř cyklické a mají hlavní období blízké 205,89 dne (téměř 7 synodických měsíců). Hlavním faktorem přispívajícím ke změnám v perigee vzdálenostech je periodická sluneční perturbace známá jako vystěhování. Potom, v sestupném pořadí maximální velikosti, je druhý příspěvek způsoben rušením známým jako variace.

Zbytek této odpovědi shrnuje vysvětlení, jak evekce (spolu s variací) ovlivňuje vzdálenosti perigeu: nabízen je také numerický příklad extrémních dat lunárního perigeu z Astronomického almanachu („AA“) pro rok 2011: tyto údaje naznačují, jak kombinace těchto dvou účinků může odpovídat za téměř všechny pozorované vzdálenosti ve vzdálenostech měsíčního perigeu. Povaha a velikost těchto dvou efektů také naznačují vlastnosti, kterými se skutečná oběžná dráha Měsíce (značně) liší od jednoduché keplerovské pevné elipsy.

Evekce: Starší učebnice diskutovaly o způsobu, jakým evekce vede ke změnám vzdáleností apogee / perigeu - například H Godfray (1859), Elementární pojednání o lunární teorii. Godfrayovo vysvětlení pokračuje ukázáním praktické ekvivalence mezi dvěma formami, ve kterých je vektor délky a poloměru měsíce atd. lze vyjádřit:

(1) První forma je obvyklá moderní forma reprezentace trigonometrických řad, která efektivně předpokládá konstantní (střední) výstřednost na oběžné dráze Měsíce. Mezi mnoha jinými termíny je hlavní samostatný termín pro evekci, v podobě, kterou poprvé uvedl Euler, s argumentem, který se dnes často vyjadřuje jako $ (2D-l) $, kde $ D $ je průměrné prodloužení Měsíce od Slunce a $ l $ je průměrná anomálie Měsíce, tj. průměrné prodloužení Měsíce od aktuální polohy jeho průměrného perigeu.

(2) Druhá forma je starší znázornění pohybů Měsíce, což předpokládá cyklicky proměnlivou excentricitu, a tedy také cyklicky proměnlivou perigeovou vzdálenost, největší rovnici atd.

Godfrayova kniha poskytuje poměrně úplné vysvětlení účinků na délku a rovnici středu (na str. 66, čl. 70 spolu s předchozími derivacemi) a poté mnohem stručnější shrnutí analogické demonstrace účinků na radiusový vektor (na str. .76-77, článek 85). (Trochu podrobně: je zobrazeno, že eliptický člen nejnižšího řádu a evekční člen lze kombinovat a přeskupovat trigonometricky, aby se dal jejich ekvivalent aproximace proměnné elipsy, ve které cyklicky kolísá výstřednost a úhlová orientace. apogee / perigeu cyklicky libruje a ukazuje jeho dobře známou průměrnou celkovou rychlost rotace. Odpovídající moderní trigonometrický vývoj ukazuje v podstatě stejný vztah mezi těmito dvěma formami pro délkovou řadu, jdoucí až k třetímu řádu - SA Wepster (2010), na str. 100–104 ve své historické a matematické studii lunární teorie a tabulek Tobiase Mayera z 18. století.)

Nezávisle na tomto starším typu vysvětlení podrobnosti v příloze A níže ukazují, s odkazem na moderní data, jak hlavní člen evekce posiluje hlavní eliptický člen, když je Slunce v souladu s linií apsid Měsíce, a staví se proti němu, když Slunce je v úhlu 90 ° k této linii.

Varianta: Variace (ve vektoru poloměru), další ve velikosti po evakuaci, přináší Měsíc blíže k Zemi v novém a úplňku a posune ho dále v měsíčních čtvrtích. Ukázalo se, že tento efekt je výsledkem sluneční rušivé síly Newtona, v dokumentech Principia Book 1 Prop.66 2-5 a Book 3 Props.26-29; výsledky později upřesněné řadou autorů, zejména G W Hill, viz zejména jeho data pro inverzní radiusový vektor, např. na str.143 v (1895) Astron J 15, 137-143. (V Hillově článku $ tau $ (tau) znamená totéž jako $ D $ výše.) Okamžité množství variace závisí na měsíční fázi, a tak také přispívá ke změnám vzdálenosti perigeu, protože průměrná doba mezi perigey (~ 27,55 dne) je asi o dva dny kratší než průměrná doba mezi novými měsíci (~ 29,53 dne), proto se po sobě jdoucí perigee vyskytují v různých fázích lunace a jsou odlišně ovlivňovány variací.

Numerický příklad: Příloha A níže uvádí nedávno vylepšené moderní hodnoty (Pařížská observatoř) pro amplitudu trigonometrických členů ovlivňujících vektor poloměru Měsíce. Hlavní termín evekce se blíží amplitudě 3699 km a hlavní termín variace je blízký 2956 km. Ignorováním mnoha menších periodických efektů lze z toho, co již bylo zmíněno, očekávat, že když nastane nový nebo úplněk v perigeu (z čehož vyplývá i to, že Slunce je v řadě apsid), hlavní termíny evekce a variace působí jak na snížení vzdálenost perigeu, zhruba o součet obou amplitud, tj. asi o 6655 km. Když se na druhé straně vyskytne perigeum v jedné z měsíčních čtvrtí (z čehož vyplývá i to, že Slunce je v úhlu 90 ° k linii apsid), oba dva termíny mají opačný účinek, tj. Zvětšit perigee vzdálenost přibližně o 6655 km . Dá se tedy očekávat, že hlavní podmínky evekce a variace, když oba dosáhnou maxima ve stejném smyslu, budou dosahovat vzdálenosti asi 1 10310 km v měsíčních perigee vzdálenostech.

Toto trigonometrické očekávání lze srovnávat s údaji z téměř jakéhokoli nedávného astronomického almanachu („AA“). (V posledních letech data lunární vzdálenosti v AA pocházejí z numericky integrovaného efemeridu, verze DE405 pro roky 2003-2014, viz AA pro rok 2011, strana L4. Integrace byly přizpůsobeny moderním datům o lunárním laseru, nezávisle na klasických trigonometrická analýza.) AA pro rok 2011 (po ruce při psaní této odpovědi) tabeluje měsíční vzdálenosti denně v 0h TT (za použití jednotek zemského rovníku o poloměru 6378,14 km) a poskytuje následující ukázková data (viz zejména stránky D1 , D8, D14). (i) K nejmenší lokální minimální měsíční vzdálenosti v tabulce pro daný rok došlo 20. března (0 h) na 55,912 zemských poloměrech, blízko perigeu 19. března 19 hodin a úplňku 19. března 18 hodin 10 metrů; a (ii) největší tabulková místní minimální měsíční vzdálenost pro tento rok nastala 8. července (0 h) v 57,951, blízko perigeu dne 7. července 14h a měsíčního prvního čtvrtletí v 8 července 6h 29m. V datech, pro která byly vzdálenosti uvedeny v tabulkách, byly fáze a konfigurace blízké, ale ne přesné, Měsíc byl velmi málo stupňů od přesného perigeu a také trochu mimo přesnou syzygy nebo kvadraturu. Při opomenutí této nepřesnosti lze z výše zmíněných důvodů, které jsou uvedeny v příloze, předpokládat, že v obou datech vystěhování a variace působí ve stejném smyslu a dost blízko svým maximům; oba snížili perigee vzdálenost k datu (i) a oba ji zvětšili k datu (ii).

Rozdílem mezi údaji (i) a (ii) z AA 2011 byl rozsah tabulkových lokálních minimálních (téměř) perigee vzdáleností 2,039 zemských poloměrů, což odpovídá asi 13000 km. To se liší o méně než 2,5% od kombinovaného rozsahu mezi vrcholy (13310 km) hlavních podmínek vystěhování a variací. Výpočet a srovnání jsou samozřejmě poněkud hrubé, a to jak nepřesností konfigurací, tak také proto, že mnoho menších trigonometrických výrazů je ignorováno. Přesto je blízký a pomáhá naznačit, jak může vystěhování spolu s variací odpovídat za téměř celý rozsah vzdáleností měsíčního perigeu pozorovaných za rok.

Slepé střevo:

Zde je ukázáno (A), jak jsou výše zmíněné účinky také kvantitativně inherentní nejnovějším analytickým účtům lunárních pohybů; a (B) jak se některé (nyní historické) účty pokoušely samostatně nastínit gravitační příčiny evekce - poněkud nepříjemnější podnik zahrnující aproximaci a zapojení starších historických forem pro vyjádření pohybů.

Odpověď: Kvantitativní popis různých vzdáleností měsíčního perigeu je zde uveden ve smyslu moderních analytických výrazů pro orbitální délku a poloměr měsíce. Následující údaje jsou zaokrouhleny z dokumentu „ELP 2000-85 - Semi-analytický lunární efemerida odpovídající historickým dobám“, autorů Michelle Chapront-Touzé a Jean Chapront (1988) Astronomy & Astrophysics 190, 342-352, zejména na straně 351: toto představuje jednu z několika verzí autorů „ELP“ (Ephémérides Lunaires Parisiennes), viz také tato stránka na jednom z webových stránek Pařížské observatoře.

Tři největší trigonometrické členy popisující časově proměnlivé rozdíly mezi vektorem pravého a středního poloměru Měsíce a jeho skutečnou a střední oběžnou délkou jsou známé jako největší z eliptických termínů a hlavní termíny evekce a variace. Jsou blízko -

(a) $ -20905,355 cos (l) -3699,111 cos (2D-l) -2955,968 cos (2D) $ (pro skutečný poloměr vektoru (v km), ve vztahu k průměrné vzdálenosti 385000 529 km), a

(b) $ +22639,586 " sin (l) +4586,438" sin (2D-l) +2369,914 " sin (2D) $ (pro rozdíl skutečná mínus střední oběžná délka, v oblouku").

$ D $ a $ l $ mají již zmíněné významy.

Největší eliptický člen (levý člen v (a) a (b)) lze považovat za největší (nejnižší řád) člen v trigonometrické řadě s argumenty pouze v násobcích $ l $. Tyto dílčí řady lze vyjmout z dlouhé řady pojmů, v mnoha argumentech uvedených na straně 351 citovaného článku z roku 1988, tedy:

(c) $ -20905,355 cos (l) -569,925 cos (2l) -23,210 cos (3l) ... $ pro vektor poloměru a

(d) $ +22639,586 " sin (l) +769,026" sin (2l) +36,124 " sin (3l) ... $ pro orbitální délku.

Jedná se přibližně o řadu pro rovnici středu (ve vektoru poloměru nebo na oběžné délce), kterou lze vyvinout pro přesnou Keplerianskou eliptickou dráhu s konstantní („střední“) excentricitou kolem 0,0549 (srovnejte například formy uvedené v Brouwer a Clemence (1961) Metody nebeské mechaniky, strany 76-77, rovnice 73 a 75). Společně série (c) a (d) vyjadřují přibližně průměrnou elipsu, kterou by Měsíc mohl sledovat bez nepřítomnosti poruch. Za této hypotetické podmínky by vzdálenosti měsíčního perigeu pro takovou průměrnou elipsu byly samozřejmě vždy stejné, asi 363502 km podle tří zde uvedených periodických termínů.

Pak je každý druhý člen v tříčlenných výňatcích (a) a (b) výše hlavním termínem odpovědným za vystěhování. Abychom viděli účinek evekčních podmínek, lze argument $ (2D-l) $ považovat za efektivní $ (l - (2l-2D)) $, který se liší od $ l $, argumentu eliptických nerovností, o pomalu se měnící množství $ (2l-2D) $.

Období $ l $ („anomalistický měsíc“) je asi 27,55 dne, ale období $ (2l-2D) $ je asi 205,89 dne (je to průměrný interval mezi průchody Slunce kolem linie apsid Měsíce, z nichž jeden směr ukazuje na apogee, druhý na perigee). (Průměrný interval mezi průchody Slunce za průměrným apogee Měsíce je dvojnásobný oproti předchozímu, přibližně 411,78 dne, necelých 14 průměrných synodických měsíců.)

Užitečně lze poukázat na dva konfigurační případy: (i) Když je množství $ (2l-2D) $ nula (což se stane jednou v každém 7měsíčním cyklu, když je poloha slunce spojena / proti směru měsíce) apogee / perigee), z výše uvedených výňatků ze série je patrné, že citovaný evekční člen v každé řadě posiluje účinek hlavního eliptického členu. (ii) V opačném případě, v opačném extrému, když $ (2l-2D) $ je 180 ° (k čemuž dochází, když je poloha slunce 90 ° od směru měsíčního apogee / perigeu), je vidět, že evekční člen v každé sérii je proti hlavnímu eliptickému členu.

Výsledek je jako „beatový“ efekt mezi dvěma oscilacemi. Z tohoto důvodu nejsou maximální odchylky od průměru, ve vektoru poloměru i na oběžné délce, stejné v každém cyklu $ l $: místní maxima kolísají v množství s periodou ~ 205,89 dne těsně pod 7 průměrných synodických měsíců.

Výše uvedené výrazy tedy ukazují, jak se perigeeová vzdálenost měsíce mění z důvodu hlavního evakuačního termínu v rozmezí asi +/- 3699 km. Vzdálenost perigeu je blíže Zemi v konfiguračním případě (i), kdy se Slunce spojuje / oponuje směru apogee / perigeu Měsíce; v tomto bodě hlavní termíny evakuace posilují eliptické termíny) a exkurze v zeměpisné délce jsou také větší. Pak je perigeová vzdálenost ve druhém případě větší, když je Slunce 90 ° od linie apsid; v tomto bodě jsou termíny evekce a hlavní eliptické termíny oponovány a zde jsou také exkurze v zeměpisné délce menší.

Souhrnně lze říci, že účinky evekčních podmínek na perigeovou vzdálenost a na orbitální délku jsou přibližně podobné účinkům, které by vznikly ze zvýšené orbitální excentricity v prvním případě a ze snížené excentricity ve druhém případě. Výsledky jsou modifikovány variací podle fáze lunace.

(Jednodušší) účinek hlavního členu variace na vektor poloměru již byl zmíněn: Měsíc je přiblížen o 2956 km v novém a úplňku a dále o stejnou částku v ubikacích.Přesné perigeové vzdálenosti jsou také ovlivněny jinými a obecně menšími periodickými termíny.

(Tyto efekty, jsou-li uvažovány společně, také ukazují, jak se měsíce v nejbližších možných vzdálenostech perigeu, a tedy s největším zdánlivým průměrem, vyskytují v intervalech přibližně 14 synodických měsíců: jedná se o efekty, které se někdy nazývají „super měsíce“, způsobit vrcholy mediálního zájmu.)

B: Účetnictví gravitačně pro tyto vybrané rysy poruch Měsíce je poněkud trapné. Od poloviny 18. století do počátku 20. století analytické techniky řešení obvykle zpracovávaly přinejmenším hlavní známé rušivé síly na Měsíci jako celek, aby poskytly přibližné sériové řešení pohybů měsíce. Takové metody generují množství trigonometrických členů a je prakticky nemožné zjistit, které (pokud nějaké) konkrétní části rušivých sil jsou odpovědné za účinky evekce. Ani moderní numerické techniky neukazují žádné snadno oddělitelné části poruchových efektů.

Byly provedeny nejméně dva pokusy ukázat, zejména geometricky a kvalitativně, jak mohou účinky evekce gravitačně nastat. Pro tento účel je evakuace chápána jako kolísání orbitální excentricity, ekvivalence diskutovaná výše a v již citovaném odkazu Godfray. Nejnovější ze dvou expozic přednesl úvod F R Moulton (1914) Úvod do nebeské mechaniky (v kapitole 9, zejm. Od s. 321-360). Původní expozici uvedl Newton v knize 1 Principia, Proposition 66, zejména důsledek 9 (str. 243-5 v 1729 anglickém překladu z latiny). Vysvětlení závisí na zkoumání způsobu, jakým rušivá síla mění zákon síťové síly pro přitažlivost Země na Měsíci, a dělá to odlišně v různých částech oběžné dráhy Měsíce, což činí inverzní sílu o něco více než 2 v některé části oběžné dráhy a o něco méně v jiných částech. Kromě toho by popis těchto vysvětlení zde vyžadoval příliš mnoho prostoru, originály jsou k dispozici v online archivech.

Rovněž stojí za zmínku, že (1) Absence rušivé sluneční energie by nezpůsobila, že by oběžná dráha měsíce byla kruhová nebo téměř taková: výstřednost je volný parametr odpovídající libovolné konstantě v integraci problému dvou těles: například Bate, Mueller, White (1971) Základy astrodynamiky na stranách 19–21 podávají pozoruhodně transparentní demonstraci.

(2) Sluneční síla, která ruší Měsíc v jeho pohybu kolem Země, je někdy popisována, jako by byla představována absolutní přitažlivostí Slunce na Měsíci: ale ve skutečnosti je reprezentována (vektorovým) rozdílem mezi přitažlivostí Slunce na Měsíci a přitažlivost Slunce na Zemi (Newton, Principia, Dodatky 1, 2 a 6 k pohybovým zákonům a Kniha 3, Proposition 25).

(3) Rotace (precese) linie apsid sama o sobě nemění vzdálenosti perigeu, mění úhlová místa perigeu a časy, kdy Měsíc perigee dosáhne.

(4) Oběžná dráha Měsíce je docela daleko od kepleriánské elipsy nebo jakékoli jiné elipsy, kombinuje rysy variační oběžné dráhy (téměř eliptická, ale se Zemí poblíž středu, která není v ohnisku) a elipsa s různou výstředností a kolísavou čarou apsid. Newton již v nepublikovaném článku vyjádřil přibližné uznání, že skutečná oběžná dráha Měsíce není přesně excentrická kepleriánská elipsa, ani přesně střední elipsa kvůli variaci, ale „ovál jiného druhu“ (viz DT Whiteside (ed. ) (1973), The Mathematical papers of Isaac Newton, Volume VI: 1684-1691, Cambridge University Press, at page 533.


Vše, co chcete vědět o & # 8216Great Conjunction & # 8217

Jednou celoživotní příležitost: Asi 30 minut po místním západu slunce, v jihozápadním směru, nízko na obloze, se objeví dvě obří plynové elektrárny, Saturn a Jupiter, tak blízko, že je nebudeme schopni odlišit. Naposledy byli Jupiter a Saturn tak blízko 16. července 1623. Až se příště blíží, tak blízko se bude konat až v roce 2080.

Co je & # 8216velká konjunkce & # 8217? Sklon oběžných drah planet kolem Slunce je víceméně stejný. Proto se zdá, že pět viditelných planet, Merkur, Venuše, Mars, Jupiter, Saturn a Měsíc, sledují stejnou cestu, jakou se ubírá Slunce na obloze. Když sportovci běží po trati, ten, jehož rychlost je vyšší, dohání pomalejší zezadu. Podobně, protože rychlost, jakou se zdá, že se jedna planeta pohybuje na obloze, není stejná, jednou za čas rychlá planeta dohoní relativně pomalu se pohybující planetu na obloze. Takovým událostem se říká & # 8216conjunction & # 8217. Když se jumbo planety, Jupiter a Saturn přiblíží k sobě, nazývá se to & # 8216 Great Conjunction & # 8217.

Jak často? Jupiter a Saturn, které obíhají kolem Slunce 11,86 let, respektive 29,4 let. Proto jsou každých 19,85 let vyrovnány v přímé linii se Zemí, což vede k velké konjunkci. Podobně i jiné planety produkují periodickou konjunkci, když obíhají kolem Slunce. Například příští rok, 13. července 2021, proběhne konjunkce Venuše a Marsu.

Proč je tento rok tak výjimečný? Oběžné dráhy Saturnu a Jupitera kolem Slunce nejsou ve stejné rovině, takže když se navzájem dostihnou, vzdálenost mezi nimi se čas od času liší. Tentokrát bude vzdálenost mezi nimi jen 0,1 stupně. Ve srovnání s tím je úhlová vzdálenost mezi Arundhati (Alcor) a Vashista (Mizar) 0,2 stupně! Proto pouze pokud máte výjimečný zrak, budete je schopni rozlišit. Dále, protože Jupiter bude jasnější než Saturn, budou zářit jako jeden zářící objekt na obloze.

Mohu & # 8217t čekat na další? Spojení Jupitera a Saturnu nastává každých 20 let. Tentokrát si však budou výjimečně blízcí. Naposledy, když k velké konjunkci došlo v roce 2000, byla separace 1,18 stupně. Až k tomu dojde znovu v roce 2040, bude separace 1,23 stupně a v roce 2060 1,15 stupně. Což znamená, že v příštích dvou případech, kdy dojde ke konjunkci, budou planety od sebe jedenáctkrát dále než letos.

Kdy pozorovat? Začněte ještě dnes! Šířka špičky vašeho malíčku v délce paže a # 8217 je asi jeden stupeň. Od začátku měsíce se Jupiter blíží k Saturnu. Tyto dvě planety jsou působivým pohledem, který lze snadno najít na jihozápadní obloze po západu slunce. 10. prosince byla úhlová vzdálenost mezi nimi pouze 1,12 stupně. Pomocí malíčku jako měřicího nástroje si můžete všimnout, jak se s každým dalším dnem přibližují. Velkolepá show je samozřejmě večer 21. prosince 2020.

Kde hledat Jděte na vrchol vysoké budovy nebo na místo, odkud máte nerušený výhled na západní obzor. Jak padá soumrak, Jupiter a Saturn se objeví nízko na obloze. Podívejte se směrem na jihozápad. Budou tak jasní, že je těžké si je nechat ujít. Planety se budou pohybovat kolem roku 1930 IST, a proto je nejlepší čas na pozorování mezi místním západem slunce a 1900 hodin IST.

Je nějaká škoda? Planety do sebe nebudou vůbec narážet! Ve skutečnosti, 21. prosince 2020, se sice Jupiter a Saturn objeví blízko u sebe, ale ve skutečnosti budou od sebe vzdáleni asi 600 milionů km! Jsou bezpečné sledovat pouhým okem. Dalekohled bude působivý. Takové události jsou periodické a není se čeho bát. Lidem ani Zemi nepřijde žádná újma. Indická astronomie: Ve starověké indické astronomii je spojení planet známé pod různými jmény. Spojení planety se Sluncem, které je heliacalem, se nazývá astamaya, spojení planety s Měsícem se nazývá samagama (unie) a spojení dvou planet se nazývá yuddha (setkání). Spojení Slunce a Měsíce se nazývá & # 8216grahan & # 8217.

Úžasná fakta: Pokud můžete cestovat v čase do AD 7541, budete svědky dvou působivých nebeských představení. Ve výjimečně vzácných případech je velká konjunkce tak blízko, že Jupiter je přímo před Saturnem. Když je Jupiter přímo před Saturnem, buď částečně zatmění (tranzit), nebo úplně zakryje (zákryt). 16. února 7541 bude tranzit a 17. června 7541 bude zatmění Saturnu Jupiterem! Ve skutečnosti bude v příštích 10 000 letech pouze jeden, 25. února 8674, že proběhne tranzit Jupitera přes Saturn!

Další spojky: Konjunkce mezi Venuší a Marsem proběhne 13. července 2021. V roce 2022 proběhne konjunkce Marsu a Saturnu 5. dubna 2022 a Jupitera a Venuše 30. dubna 2022 a konjunkce Marsu a Jupitera dne 29. května 2020. Zatmění Slunce bude 10. června 2021 a 4. prosince 2021. Oba nebudou v Indii viditelné. Dvě zatmění měsíce, v květnu a listopadu 2021, budou nicméně viditelná z částí Indie.


Watch the Sky: Guide for Everything Spectacular to Look Up in March

V březnu bude velkolepá obloha poskytovat divákům mezi námi dostatek vesmírných zázraků, které budou sledovat a učit se. Nejzajímavější vlastností oblohy v letošním březnu je, že existuje šance spatřit až šest planet - Merkur, Venuše, Mars, Jupiter, Saturn a Uran - a to vše ve stejném měsíci! V březnu máme také příležitost být svědky nejvzdálenějšího přístupu Měsíce v tomto roce. Pokud cestujete do zahraničí a nacházíte se v Jižní Americe, můžete pozorovat vzácnou událost, kdy se Mars zakryl Měsícem.

Zde je seznam všech vzrušujících událostí, na které je třeba se podívat letos v březnu:

3. března 2020

První čtvrtletí měsíce: V 01:27 hod. Uvidíme První čtvrtletí Měsíce. Poloměsíc bude vidět nad hlavou, když se slunce blíží. Krásný půlměsíc zapadne o půlnoci.

8. března 2020

Neptun ve spojení se Sluncem: Všechny planety, které jsou od Slunce dále než Země, mohou projevovat konjunkci a opozici. Na pozici konjunkce je Slunce mezi Zemí a dotyčnou planetou. Vzdálenost vnější planety je v ten den od Země maximální a planeta není viditelná. 8. března v 17:54 bude mít Neptun svůj konjunkční den a bude téměř 31krát dále než Slunce od Země. Vzdálenost mezi Sluncem a Zemí je téměř 149,6 milionu kilometrů - nazývá se jedna astronomická jednotka neboli „au“. Můžeme tedy říci, že Neptun bude v ten den ve vzdálenosti 31 au od Země.

9. března 2020

Venuše 2.4˚Severně od Uranu: Venuše je zářící jasný objekt na večerní obloze a dnes zapadá kolem 21:30. 9. března bude velmi jihozápadně od Venuše vidět velmi slabý Uran. Dobrá šance vidět Uran.

Noc úplňku v 23:18: Den vedle Mezinárodního dne žen přinese úplněk (někteří astronomové jej nazývají superměsíc, protože je v té době velmi blízko k Zemi). Znamená to začátek posledního kola tradičního indického kalendáře a za čtrnáct dní začne hinduistický nový rok.

10. března 2020

Měsíc v Perigeu v 11:58: Perigeum je nejbližší poloha Měsíce k Zemi na jeho oběžné dráze. Měsíc má eliptickou dráhu se Zemí v jednom z ohnisek. Měsíc tedy bude za měsíc nejblíže Zemi (nazývá se Perigeum) a bude nejvzdálenější od Země (nazývá se poloha Apogee). Průměrná vzdálenost u každého Perigeu a Apogee není stejná, ale liší se každý měsíc.

16. března 2020

Poslední čtvrtletí pro Měsíc v 15:04: Bude to opět půlměsíc a Měsíc vyjde po půlnoci. Takže při východu slunce uvidíme půlměsíc nad hlavou v souhvězdí Střelce.

18. března 2020

Mars 0,7 ˚ s. Měsíce v 13:48: V Jižní Americe bude planeta Mars zakryta Měsícem - druhé následné zakrytí Marsu Měsícem. Ten předchozí byl 18. února 2020 a byl viditelný ze Severní Ameriky. Březnová zákulisí je vidět z Chile 18. března 2020 v 3:30. Tato zákryt nebude z Indie viditelná.

Jupiter 1,5 ° s. Měsíce v 15:48: Největší planeta se blíží Měsíci ve výše uvedeném čase. Jelikož je pro nás jasný den, nebudeme schopni vidět nejbližší přístup. Místo toho pro indické nebe uvidíme 18. března brzy ráno velkolepé místo Jupitera, Marsu a Měsíce. Poloviční Měsíc můžete vidět matně červený Mars, jasný a masivní Jupiter se svými satelity a pásy.

19. března 2020

Saturn 2,1 ° severního měsíce v 05:26: Prstencový Saturn jasně zářící poblíž Měsíce bude stát za to sledovat dalekohledem.

20. března 2020

Jarní rovnodennost: Jedná se o významnou událost, protože Slunce se vznáší přímo nad rovníkem v 9:20 hodin a rozpětí dne a noci je na Zemi vyvážené. Začíná jaro a zimní sezóna tímto dnem končí.

Perihelion pro Venuše: V 07:38 bude Venuše v Perihelionu, což je nejbližší vzdálenost mezi Venuší a Sluncem. Venuše bude vidět jako půlměsíc - skvělý čas na pozorování Venuše.

Mars 0,7 ° J od Jupitera v 11:52: Skvělá příležitost vidět Mars a Jupiter současně dalekohledem!

Mars stoupá v 02:52 hodin a Jupiter v 02:49 hodin ráno, těsně následovaný Saturnem v 03:17 hodin ráno. Pak přijde Měsíc v 05:02 hodin, těsně následovaný Merkurem v 05:17 hodin. Slunce dorazí k obzoru 06:41 a ztlumí tak nebeské shromáždění.

21. března 2020

Rtuť 3,6 ° s. Měsíce v 23:18: V té době samozřejmě nebude vidět Merkur. Je však vzácná šance vidět Merkur příští ráno - hned vedle Měsíce. Pamatujte, že Merkur stoupá v 05:17 hodin a v době, kdy přijde dostatečně nad horizont, východ se rozjasní. Člověk tedy musí být docela připraven najít malou planetu v záři.

24. března 2020

Neptun 4,1˚ S od Měsíce v 04:53: I když je to důležitá událost, šance na spatření Měsíce nebo Neptunu jsou velmi malé, protože nový Měsíc je následující den. I přes velmi jasnou oblohu a horizont bude nalezení srpku měsíce těžkou výzvou, protože východ Měsíce je v 06:14 a Slunce vychází v 06:39.

Největší prodloužení rtuti na západ (27,8 °) v 7:36: V tento den bude Merkur stoupat dříve než Slunce. Planetu máme v 05:15 na obzoru a uvidíme ji asi do 06:15. Poté bude východ jasný a šance na nalezení planety bude menší.

Nový měsíc v 14:58 hodin: Jedná se o poslední den tradičního hinduistického kalendáře v mnoha částech země. Apogee (nejvzdálenější od Země) na Měsíci v 20:54 bude letošním nejvzdálenějším Apogee. V tento den bude Měsíc ve vzdálenosti 4 066 692 km od Země.

25. března 2020

První den po New Moon přináší nový rok pro hinduistický kalendář. Shaliahan Shak 1942 začal. Šťastný Gudi Padwa!

Největší prodloužení Venuše na východ (46,1˚): Největší prodloužení znamená, že Venuše zapadne velmi pozdě. Západ slunce bude v 18:50 a v té době bude Venuše vysoko v oblacích v souhvězdí Berana. Venuše zapadne kolem 22:10 a na obloze bude jasně zářit. Od dalšího dne bude čas tuhnutí dříve a pomalu, Venuše se bude pohybovat níže na obloze, když se bude blížit slunce.

27. března 2020

Uran 4,1 ° severně od Měsíce: Vzhledem k tomu, že je Uran blízko, může být těžké ho najít.

Rtuť v Aphelionu: Toto je nejvzdálenější vzdálenost Merkuru od Slunce. Vzdálenost v tento den je kolem 0,46 au, což je více než 69,8 milionů km.

31. března 2020

Mars 0,9 ˚ J od Saturnu: Jak končí měsíc, nyní je čas, aby Saturn a Mars byli společně ve stejné oblasti. Užijte si tento měsíc nádhernou oblohu a vychutnejte si tanec planet a Měsíce!

Tento článek byl vytvořen ve spolupráci s Khagolem Mandalem, neziskovým kolektivem nadšenců astronomie, kteří organizují různé programy pozorování oblohy, přednášky a studijní cesty. Dr. Abhay Deshpande je vědecký pracovník (fyzik) pracující pro indickou vládu. Je také čestným tajemníkem Khagol Mandala.


Proč vzdálenost Země-Měsíc není u každého perigeu / apogea stejná? - Astronomie

Měsíc byl vždy naším nebeským společníkem, osvětloval noc a jeho změny sloužily jako kalendář. Co to je, odkud to přišlo, proč vidíme jen jednu stranu, jaká je naše společná budoucnost?

Měsíc
Země má jeden přirozený satelit, skalní těleso zaoblené gravitací. V lidské zkušenosti to bylo jedinečné až do 17. století, kdy Galileo zjistil, že Jupiter má také satelity. Náš satelit je měsíc v angličtině, ale z latiny luna přijde měsíční odkazuje na Měsíc a blázen od doby, kdy si lidé mysleli, že změny Měsíce mohou ovlivnit mysl.

Fáze měsíce
Když Měsíc nemá vlastní světlo, je viditelný pouze odraženým slunečním světlem. Jak obíhá, zdá se, že Měsíc mění tvar, když vidíme sluncem zalitou stranu z různých úhlů. Zdánlivé změny jsou fáze Měsíce. Přechod z nového měsíce na nový měsíc, což je období známé jako a, trvá 29,5 dne lunace nebo lunární měsíc.

Zrození měsíce
Existuje mnoho představ o tom, jak se Měsíc formoval. Aktuálně nejuznávanějším je ten, že v chaotické sluneční soustavě před 4,5 miliardami let zasáhl objekt o velikosti Marsu mladou Zemi. To z obou těl vyslalo do vesmíru spršku trosek. V průběhu času gravitace stáhla velkou část zemské hmoty zpět k sobě, a to včetně materiálu z impaktoru. Zbytek trosek obíhal kolem Země, dokud se nesloučil a vytvořil Měsíc. To je obrovská teorie dopadu.

Systém Země-Měsíc
Země a Měsíc nejsou jen sousedé. Společně jsou systémem vzájemných vlivů, zejména prostřednictvím gravitačních účinků. Příliv a odliv dvakrát denně způsobený Měsícem zpomaluje rotaci Země. Starověké fosilní důkazy ukazují, že dny byly dávno kratší. A den se stále prodlužuje - ale jen o dvě milisekundy za století.

Přestože Měsíc nemá oceány, přílivy a odlivy přitahují zemi a způsobují poruchy v kůře. Kromě toho se rotace Měsíce natolik zpomalila, že čas potřebný na jednu oběžnou dráhu je čas potřebný k otočení jednou jeho osou. Efekt se nazývá a přílivový zámek, a proto vidíme vždy stejnou stranu Měsíce.

Nakonec - a mluvíme o miliardy let od nynějška - se rotace Země zastaví a stejná strana Země i Měsíce bude vždy proti sobě.

Jak daleko je Měsíc?
Jelikož oběžná dráha Měsíce není kruhová, může se její vzdálenost lišit až o 50 000 km (31 500 mi). Průměrná vzdálenost Země-Měsíc je 384 400 km (238 855 mil). Nazývá se nejbližší bod perigeum a nejvzdálenější je apogee. Mediální extravagance často doprovází úplněk v perigeu, kterému říkají „superměsíc“, i když vypadá stejně jako kterýkoli jiný úplněk.[Chcete-li se dozvědět více, klikněte na odkaz pod tímto článkem.]

Odvrácená strana
Někteří lidé nazývají neviditelnou stranu Měsíce temná strana, ale neexistuje žádná trvale temná stránka. Na Měsíci je den lunárním měsícem se dvěma týdny denního světla a dvěma týdny temnoty. Polokoule, kterou ze Země nevidíme, je odvrácená strana.

Náš první pohled na odvrácenou stranu Měsíce byl v roce 1959, kdy byla sovětská kosmická loď Luna 3 poslal fotografie zpět. O devět let později posádka Apollo 8 byli prvními lidmi, kteří to viděli na vlastní oči.

Vzdálená strana vs. blízká strana
Odvrácená strana byla překvapením. Nezrcadlí blízkou stranu, jejíž rozsáhlé tmavé oblasti tvoří nápadné vzory. Tmavé oblasti jsou Maria, Latinka pro mořecož si astronomové ze 17. století mysleli. Ale na odvrácené straně je povrch téměř výlučně světlý, hustě kráterovaný terén.

Povodí jižního pólu - Aitken, šedě zakroužkované, bylo také nalezeno na odvrácené straně. Je to jedna z největších povodí dopadajících na sluneční soustavu. Mapa je topografická, červená je vysoká a fialová nízká. Měsíc je jen 11 000 km (6800 mi) kolem a dopadová pánev je 2500 km (1600 mi) napříč.

První kosmickou lodí, která přistála na odvrácené straně Měsíce, byla čínská kosmická loď Chang'e 4. Přistálo v lednu 2019 v hladké oblasti povodí jižního pólu-Aitkinu.

Maria
Počáteční období intenzivního bombardování zanechalo na jedné straně Měsíce velké krátery. Nikdy nebyla žádná moře, ale roztavená hornina prorážející měsíční kůru naplnila krátery lávou, která ztvrdla v temnou skálu. Vzorky vrácené astronauty Apolla ukazují, že je to čedič, ale s detekovatelnými rozdíly oproti čediči na Zemi. Na rozdíl od mnoha kráterů jsou maria hladké oblasti, které vytvářely dobré místa pro přistání pro první mise Apollo.

Ale proč maria na jedné polokouli a ne na druhé? Gravitační měření prováděná lunárními sondami ukazují, že lunární kůra je na opačné straně silnější, takže magma by ji prolomila obtížněji. Ale proč je tam kůra silnější? Nevíme.

Počasí? Voda?
S něco málo přes 1% hmotnosti Země je gravitace Měsíce šestá než Země. To nestačí k udržení atmosféry nebo povrchové vody. Ukázalo se však, že Měsíc není „suchý jako kost“. Nyní existují značné důkazy o zmrzlé vodě v hlubokých kráterech, které jsou ve stálém stínu. Pravděpodobně byl uložen dopadem komety nebo asteroidu.

Přesto bez atmosféry jsou zprávy o počasí většinou extrémními teplotními změnami. Například na rovníku je denní rozsah od -170 ° C do + 125 ° (-280 ° F do + 260 ° F).

Kůra Měsíce má chyby způsobené přílivovými efekty a některými měsíčními otřesy, které dosud nebyly pochopeny. K povětrnostním vlivům na povrch dochází při nárazech a extrémních teplotách. Celkově je to ve srovnání s dynamickým interiérem Země a dramatickým počasím velmi klidné. Slavná stopa Neila Armstronga mohla zůstat nerušeně dlouhou dobu.

Autorská práva na obsah a kopie 2021 od Mony Evansové. Všechna práva vyhrazena.
Tento obsah napsal Mona Evans. Pokud chcete tento obsah jakýmkoli způsobem používat, potřebujete písemné povolení. Podrobnosti získáte od Mony Evansové.


Apogee, Perigee. a & # x27Čas & # x27

Země obíhá kolem Slunce za 365 dní, pokud je Země dále od Slunce v apogee, musí pokrýt větší prostorovou vzdálenost, aby se mohla otáčet a otáčet kolem Slunce v jeho nejvzdálenějším bodě (vnějšek kola) rotuje rychleji než uvnitř) a inverzní, když je blíže, protože naše hodiny jsou na Zemi, neměříme rozdíl (i když máme mnoho mnoha hodin ve vesmíru, na tuto otázku obvykle neodpovídají), ale je třeba časový rozdíl pro každý den na planetě. to je moje intuice, ale nemohu ověřit své pozorování, může mi někdo pomoci nebo mi dát vědět, kde se v mém myšlení pokazilo? & # x27objectively & # x27 24 hodin je v létě (apogee) delší než v zimě (perigee), že?

Země se ve skutečnosti otáčí asi za 23 hodin a 56 minut. Další čtyři minuty jsou čas, který Zemi trvá, než se přesune do polohy, kde je slunce na stejném místě na obloze. Protože se Země pohybuje rychleji, když je blíže ke slunci (kolem ledna), je den ve skutečnosti o něco kratší, než když je nejvzdálenější od slunce (kolem července). Axiální náklon má také účinek, takže celkově jsou dny nejkratší kolem rovnodenností a nejdelší kolem slunovratů.

Den se měří rotací Země & # x27s, nikoli rotací Země kolem Slunce. Máte však pravdu, že den při apsidě není úplně stejný jako den při periapsi. Vzhledem k tomu, že se Země na ní pohybuje a obíhá kolem Slunce, jak se otáčí, nebude Slunce za 24 hodin přesně na stejném místě, takže jedno poledne (sluneční den) bude víceméně jako Země na ní a na oběžné dráze # x27s cestuje rychleji nebo pomaleji.

Rozdíl je však poměrně malý (+/- asi minuta). Viz článek o slunečním čase na Wikipedii & # x27s

váš odkaz je působivý, děkuji za to!

Máš naprostou pravdu. To, čemu se obvykle rozumí den, nebo co je téměř přesně 24 hodin, je průměrný sluneční den. Sluneční den, zhruba řečeno, je čas potřebný pro návrat Slunce na stejné místo na obloze. V této době se Země otáčí asi o 361 stupňů. Ano, to & # x27s 361, další jeden stupeň je způsoben tím, že se Země pohybuje na své oběžné dráze a relativní směr Slunce se mění přibližně o jeden stupeň.

To je dobrá ukázka rozdílu mezi hvězdným a slunečním časem. Několikrát stiskněte +10 v levém sloupci (sluneční čas), každé kliknutí posune čas o 10 slunečních dnů. Všimněte si, jak člověk na planetě směřuje na začátku přímo nahoru, ale po kliknutí na tlačítko trochu doleva. To & # x27s, protože pro každý sluneční den se Země otáčí o jeden stupeň navíc.

Poté resetujte simulaci (tlačítko v pravém horním rohu) a proveďte totéž s hvězdným časem. Nyní se Země otáčí 10krát 360 stupňů za každé kliknutí. Ten chlap vždy směřuje přímo nahoru. Zpočátku je Slunce přímo nad ním, ale po několika kliknutích už to není. A to proto, že hvězdný den je kratší než sluneční den.

A jak říkáte, orbitální rychlost Země závisí na tom, kde přesně je Země na své oběžné dráze. Blízko perihelionu je orbitální rychlost rychlejší a sluneční den by byl o něco delší. Dobrá ukázka tohoto efektu je zde. Můžete to použít k zobrazení nejrůznějších věcí o pohybu Slunce, hraní s denní dobou, dnem roku a šířkou pozorovatele. Ale co zde chceme vidět, zapněte analema v levém dolním rohu. Červená věc typu osmička je tam, kde bude Slunce ve zvolenou denní dobu v různé dny roku. Můžete změnit datum a přitom zachovat stejnou denní dobu, abyste viděli, jak Slunce tuto cestu sleduje. Pohyb nahoru a dolů je způsoben axiálním nakloněním Země. V zimě je Slunce nižší a v létě je to & # x27s vyšší, což nám samozřejmě dává roční období. A pohyb do strany je přesně proto, že délka slunečního dne se mění po celý rok. Opravdu to v běžném životě nezmění tak, jak to dělají roční období, ale pokud se podíváte pozorně, stále tam bude.


Vypadá díky tomuto perigeu můj Měsíc tlustý?

Zveřejňoval jsem spoustu extrémních detailů Měsíce, ale někdy se můžete něco naučit tím, že uděláte krok zpět.

Představuji si například, že kdybych šel na ulici a zeptal se lidí, jaký tvar má oběžnou dráhu Měsíce, řekli by, že to byl kruh (nebo, vzhledem k nedávným výsledkům průzkumu, říkali, že to byl muslim). Ve skutečnosti je ale oběžná dráha Měsíce rozhodně eliptická. Když je nejblíže Zemi - bodu zvanému perigeum - je zhruba 360 000 kilometrů (223 000 mil) *, a když je v nejvzdálenějším bodě - apogee - je ve vzdálenosti asi 405 000 km (251 000 mil).

To je rozdíl asi 10% - nestačí to říct okem, ale určitě dost vidět na obrázku ... jako je tento, od řeckého amatérského astronoma Anthony Ayiomamitis:

Úžasné, že? Měsíc je nápadně odlišný! Pořídil tyto snímky za úplňku, ale s odstupem sedmi měsíců, kdy byl Měsíc v perigeu (loni v lednu) a apogee (jen před pár dny, když to píšu). Je to součást projektu, který dělá každý rok, a je to celkem v pohodě. Dokázal tyto obrazy získat během několika okamžiků přesných časů apogee a perigee.

Možná se divíte, jak může být Měsíc na apogee, když je jednou úplně, a perigeum, jindy je úplněk. To je dobrá otázka a je to proto, že fáze Měsíce nezávisí na tvaru jeho oběžné dráhy, záleží na úhlu mezi Sluncem, Měsícem a Zemí.

Pokud je Slunce z našeho pohledu za Měsícem, vidíme pouze temnou stránku a Měsíc je nový. Pokud je Slunce za námi a svítí přímo na Měsíc, vidíme to jako úplněk. Mezi těmito časy se odehrává půlměsíc a fáze blábolů. Zatímco fáze Měsíce závisí na tom, kde se nachází na své oběžné dráze ve vztahu ke Slunci a Zemi, tvar oběžné dráhy - skutečnost, že je to trochu elipsa a ne kruh - není tak důležitý.

Nejen to, že doba potřebná k přechodu z úplňku na úplněk (nazývaná synodický měsíc) není stejná doba, která je nutná k přechodu z perigeu, kolem Země a zpět do perigee (nazývaného anomistický měsíc). . První je asi 29,5 dne, druhý asi 27,6 dne. Tento rozdíl znamená, že pokaždé, když se Měsíc dostane do perigeu, trvá přibližně dalších 2,2 dne, než se fáze dostane.

Nebo lepší způsob, jak o tom přemýšlet, je tento: řekněme, že k určitému datu je Měsíc úplně i perigeum. O 29,5 dne později je opět plná, ale kolem Země to mělo dalších 2,2 dne. Je trochu minulé perigeum, když je plné (nebo byste mohli říci, že zasáhlo perigeum, než bylo zase plné). Počkejte až do příštího úplňku a nyní je to 4,4 dne za perigeem (nebo to bylo u perigeu znovu 4,4 dne před úplným potřetí). Pokračujte v tom asi po 6 cyklech jeho fází, tento čas navíc přidá až přibližně polovinu anomalistického cyklu.

Jinými slovy, úplněk se stane za apogee!

Není to přesná shoda, takže za jeden rok opravdu nedosáhnete dokonalého úplňku v perigeu a dalšího v apogee. Ale jak ukázal Anthony, můžete se dostat docela blízko.

A pokud vás zajímá, proč jste si nikdy nevšimli 10% rozdílu ve velikosti Měsíce, je to proto, že když se na něj podíváte, neporovnáváte ho bok po boku se sebou jako na obrázku. Nemáte dobrý rozchod přesně toho, jak velký je z měsíce na měsíc, takže si toho nikdy nevšimnete. Musíte to vyfotografovat nebo pozorovat velmi pečlivě dalekohledem.

Všimnu si, že oběžná dráha Země kolem Slunce je také elipsa, takže Slunce se po celý rok jeví stále menší a menší, změna není tak velká jako u Měsíce, ale můžete se přesvědčit sami, protože Anthony má jeho snímky také.

A pokud jste zvědaví, ve kterých datech Měsíc dosáhne perigeu a apogee, přejděte do kalkulačky Perigee a Apogee společnosti Fourmilab.

Úžasné, že ano, že něco, co se jeví jako zřejmé, lze skrýt v prostém pohledu. Děláte si otázku, co vám ještě chybí, že?


* Tato vzdálenost se měří mezi středem Země a středem Měsíce. Odečtěte poloměry každého [(1737 + 6360) ≈ 8100 km (5020 mil)], abyste získali přibližnou vzdálenost mezi povrchy těchto dvou objektů.


Široký a úplněk Pesach Měsíc

Spasitel se ve společnosti svých učedníků pomalu vydal do zahrady Getsemane. Pesachový měsíc, široký a úplněk, zářil z bezmračné oblohy. Město poutnických stanů bylo zticha. DA str: 685

Adventisté a další křesťané se domnívají, že Kristus zemřel během Pesachu roku 31 nl podle historického zúčtování Danielových 70 týdnů. Bible připisuje zasvěcení sedmdesátitýdenního proroctví na začátek 2300denního proroctví. Ellen G. White, autorka naplněná duchem, pevně věří, že 2300 dní (let) skončilo 22. října 1844. Celá exegeze proto stojí nebo padá na platnosti data ukřižování v roce 31 nl.

V minulosti si někteří mylně mysleli, že datum Kristova utrpení vypadlo v roce 33 n.l. na základě proleptického zúčtování moderního židovského kalendáře. Naše studie dvojitých dat Elephantine papyri ukazuje, že Hebrejci před diasporou, která se zaměřovala na podzimní rovnodennost, používali jiný kalendář.

Kritici navrhli, nicméně nemohl existovat úplněk v předvečer před ukřižováním v roce 31 n. L. Někteří se dokonce ptali, zda Bůh splnil Danielovo proroctví o 2300 dnech. Je však třeba vzít v úvahu některá zajímavá fakta, než se člověk vzdá uctívaného výkladu Danielova proroctví.

Pesach je sezónní událost, ke které dochází během jara. Skutečné datum Pesachu, stejně jako všechny sezónní svátky v Bibli, bylo stanoveno fází měsíce. V těchto dobách Pesach vypadl poblíž jarní rovnodennosti, což odpovídá správné fázi měsíce. V roce 31 našeho letopočtu existují tři možné lunace, během nichž mohlo dojít k Pesachu: První začal novým měsícem 12. března. Druhý začal novým měsícem 10. dubna a třetí možnost začala novým měsícem 10. května .

Lunaci z 12. března lze z úvah vyloučit, protože by k ní došlo příliš brzy v sezóně a její výskyt byl v rozporu se zjevnými dny Passion Week. Lunace, která začala 12. května, by začala příliš pozdě v sezóně na zvážení. Tato studie proto zkoumá lunaci, která začala 10. dubna 31 našeho letopočtu ve 14:25 TDT (13:34 místního času v Jeruzalémě). Babylonský kalendář a naše rekonstrukce hebrejského kalendáře potvrzují, že se tato lunace shodovala s Nisanem.

Jak již bylo zmíněno, lidé diaspory vyvinuli moderní kalendář Hillel II století po Kristu. Jeho struktura není založena na dodržování měsíce, ale využívá 19letý metonský cyklus s variacemi, aby vyhovoval sobotám a svatým dnům. Moderní kalendář byl navržen tak, aby umístil Nisan 1 co nejblíže jarní rovnodennosti. Takový kalendář byl nezbytný po zničení Jeruzaléma a rozptýlení Judejců po celém světě.

Skutečný výskyt Pesachu během prvního a druhého chrámového období používal pro vyhlášení festivalu různá kritéria. Tato diskrepance se v minulosti ukázala jako překážka pro určení skutečného data Kristovy smrti. Nyní však máme propracovanější model toho, jak si judští lidé řídili svůj kalendář v biblických dobách na základě biblických důkazů, sloních papyrů a známých kalendářních systémů používaných okolními národy. Protože lidé, kteří žili ve starověké Levantě, založili svůj lunisolarní kalendář na pohybech Slunce, Měsíce a Země, měli bychom si krátce zopakovat některé astronomické základy.

Konjunkce a opozice

Když jediná geometrická rovina půlí měsíc, slunce a Zemi, říkáme, že tři těla jsou vyrovnána. The astronomický nový měsíc dochází v spojení když je měsíc mezi sluncem a Zemí. Během této doby se zdá, že Měsíc neodráží sluneční světlo, protože vidíme stranu, která je obrácena od slunce. Někdy tento stav nazýváme „temný měsíce“. Astronomický úplněk, bod největšího odrazu nastane, když se Měsíc otočí o 180 stupňů opozice na opačné straně Země. Když Měsíc pokračuje ve své revoluci a znovu se vrací do spojení nového měsíce, cyklus je dokončen. Měsíc vykreslil každou ze svých fází. Plnou revoluci měsíce nazýváme a lunacea v současné době trvá přibližně 29 530 588 dní. Zatímco měsíc postupuje z nového měsíce do úplňku, říkáme, že se zvětšuje, a jak se pohybuje od úplňku k temnému, říkáme, že ubývá.

Nekonstantní Měsíc

Anomálie a poruchy na oběžné dráze měsíce.

Dráhu obíhající sféry, jako je Měsíc, řídí hybnost a gravitační přitažlivost k jiným nebeským tělesům. Gravitační přitažlivost mezi každým tělem je úměrná jejich hmotnosti a vzdálenosti mezi nimi. Nízká hmotnost měsíce umožňuje snadné přetahování a tažení zemí, sluncem a velkými planetami. Jakákoli odchylka nebeského tělesa od jeho oběžné dráhy způsobená gravitačním tahem od jiných těles je známá jako narušení.

Okruh obíhajícího tělesa je eliptický a ne kruhový. Hlavní tělesa, jako planety, mají nízkou výstřednost, takže jejich oběžné dráhy jsou téměř kruhové. Na rozdíl od kruhu, který má jeden zaostřovací bod, střed, má elipsa dvě necentrovaná ohniska, která leží podél hlavní osy. Vzhledem k tomu, že větší oběžné těleso má v jednom z ohniskových bodů pevnější polohu, vzdálenost koule od tohoto tělesa se v průběhu cyklu mění. Kepler nám ukázal, že rychlost se také liší. Tyto faktory produkují anomálie pohybu. Měsíc má vysokou výstřednost, a proto má také vysoké anomálie pohybu. Čas potřebný k tomu, aby Měsíc dokončil eliptickou oběžnou dráhu, se nazývá anomalistický měsíc a je asi 27,55545 dne.

Navzdory všem těmto poruchám a anomáliím Měsíc skutečně dosahuje nádherné harmonie s pohyby Země, zatímco celý systém Země-Měsíc se točí kolem Slunce. Měsíc je v kteroukoli danou hodinu přesně na místě, které určil Bůh.

Slunce také vychází a slunce zapadá a spěchá na místo, kde vzniklo. Vítr jde směrem na jih a otáčí se na sever, víří se neustále a vítr se opět vrací podle svého obvodu. Všechny řeky tečou do moře, ale moře není plné na místo, odkud řeky pocházejí, tam se zase vracejí. Kazatel 1: 5–8

Pro každou věc je v nebi období a čas ke každému účelu. Kazatel 3: 1

První viditelný půlměsíc

Od raných dob používali Hebrejci a další okolní národy lunisolarní kalendář. Takový systém zavádí měsíce podle fází měsíce a přidává do měsíce další měsíce, aby udržel krok se slunečním rokem. V raných dobách začal začátek měsíce prvním pozorováním nového měsíce. Některé národy, jako Babylon a Persie, začaly používat umělý kalendář založený na 19letém metonském cyklu. Ten opakující se cyklus volně harmonizoval fáze měsíce s tropickým rokem. I když byl design těchto systémů umělý, stále se pokoušely umístit začátek měsíce tak, aby se co nejvíce kryl s prvním pozorováním nového měsíce den nebo dva po konjunkci.

Jak starý měsíc ubývá z opozice (úplněk), jeho viditelnost se neustále snižuje, až nakonec zmizí z dohledu den nebo více před konjunkcí. Po několika dnech se měsíc znovu objeví jako tenký, dorůstající srpek měsíce na západním obzoru těsně po západu slunce. Pokud byl měsíc poprvé pozorovatelný lidským okem 29. den v měsíci, tento měsíc oficiálně skončil a vládní úředníci vyhlásili nový měsíc. Pokud měsíc nebyl 29. den viditelný, aktuální měsíc pokračoval ještě jeden den a stal se třicetidenním měsícem. Protože synodický měsíc je o něco delší než dvacet devět a půl dne, třicetidenní měsíce se vyskytují o něco častěji než dvacet devět dní.

Půlměsíc mohl být viditelný už za osmnáct hodin po konjunkci, ale může být viditelný až třetí den poté. Protiklad úplného měsíce tedy obvykle nastává 13. nebo 14. den židovského měsíce. Pesachový měsíc 14. a 15., i když již začíná ubývat, stále vypadá velmi úplněk.

Zvažovaný dubnový astronomický úplněk nastal ve středu 25. dubna 31 našeho letopočtu v 22:55 GMT. Bylo by to skoro celý den před akcí v Getsemanech. Když Spasitel vstoupil do zahrady se svými učedníky, Ellen White napsala, že měsíc svítil „široký a úplný“. Je omylem?

Definování podmínek

Spojení úplňku je okamžitá událost. Těla se spojí a okamžitě z nich zase odejdou. Měsíc se však může zdát úplněk, během několika večerů, když je blízko opozice. Když vyjdeme ven a uvidíme Měsíc v takových nocích, oprávněně říkáme: „Dnes večer je úplněk venku.“

Ellen White psala prózu, když napsala tuto kapitolu a vylíčila scénu, která je nedílnou součástí příběhu. Přesně použila frázi „široká a plná“, aby namalovala krajinu, která byla kulisou Pánovy úzkosti a utrpení té noci. Měsíc představuje zákon, Starý zákon a všechny proroky. Když kráčel, jasná viditelnost tohoto velkého hodinky by byla neustálou připomínkou, že přišla „plnost času“ a dovršení všech starozákonních typů a obětí nyní na něj rychle padne. Kousek zobrazující Getsemanskou noc, aniž by se zmínil o velikonočním měsíci, by byl neúplný. Nyní se můžeme ohlédnout zpět a zvážit, zda by se v tu osudnou noc zdálo, že Měsíc září na olivovou zahradu široce a úplně.

Široký a úplněk

Rychlost změny v měsíční fázi není konstantní. Zdá se, že nové měsíce a úplné měsíce setrvávají, zatímco čtvrtměsíční, půlměsíční a měsíční měsíce rychle mění fázi. Můžeme volně grafovat rychlost změny měsíční fáze jako sinusovou vlnu. Jak je uvedeno výše, vidíme, že pro dané časové období se rychlost fázové změny výrazně liší. Nejrychlejší změna fáze nastává po půlměsíci a nejmenší změna nastává během nového a úplného měsíce. Přestože Kristus a jeho učedníci vstoupili do zahrady celý den po opozici, Měsíc se stále velmi lišil. Ve skutečnosti by se osvětlená frakce změnila pouze o jeden stupeň, který je pouhým okem nerozeznatelný.

Měsíc, který je blízko obzoru, vytváří iluzi masivity. Jeho velikost může být stejná, jako když je více nad hlavou, ale jeho vzhled, v kontrastu s přípravky podél krajiny, je působivý. Pesachový měsíc by vyrostl přes Olivovou horu na východ od Jeruzaléma. Úplněk vychází při západu slunce a zapadá při východu slunce. Jak slábne od úplňku k novu, postupně každou noc stoupá. Nový měsíc vychází při východu slunce a zapadá spolu se sluncem. Jelikož od opozice uplynul den, Měsíc by tu noc vyrostl o něco později než západ slunce a musel by vyčistit Olivovou horu, než by byla viditelná pro zahradu v údolí.

Učedníci dorazili do horní místnosti před západem slunce. Poté, co skupina skončila s jídlem beránka, Bible říká, že Jidáš opustil místnost a “byla noc„Ježíš nějakou dobu pokračoval ve výuce ostatních. Zpívali hymny a žalmy, které byly obvyklé pro Paschu. Cesta do Getsemane by skupinu vedla dolů po Staré hoře Sion do údolí Kidron, kde byla zahrada a lisy na olivy. prošlo kolem stánků a stanů poutníků navštěvujících festival, kteří byli v tichu „utišeni“. Proto to musela být pozdní hodina - řekněme 22:00. I tak nemusí Měsíc z jejich polohy v údolí byli vysoko nad hřebenem Olivetu, a proto zobrazovali iluzi velké velikosti. Určitě to nebudeme vědět, dokud a pokud se tyto scény někdy znovu nehrají. Máme však pomíjivá data, která nám mohou pomoci určit, zda byl měsíc tu noc celou a širokou. Z výpočtů víme, že měsíc byl devadesát devět procent osvětlen těsně před půlnocí a zůstal více než devadesát osm procent osvětlen po zbytek noci. Toto množství osvětlení je k nerozeznání od měsíc, který je 100 procent osvětlen v okamžiku opozice.

Bezpečné pokladny, nakupujte přímo a ušetřete!

Perigee a Apogee

Jak již bylo zmíněno, Měsíc obíhá kolem Země po poměrně excentrické eliptické dráze. Země zabírá prostor jednoho ze dvou ohnisek spojených s touto elipsou. Jelikož ohniska nejsou vycentrována a elipsa není kruhová, vzdálenost měsíce od Země se neustále mění. Nazývá se bod, kde je měsíc nejblíže Zemi perigeuma je volán nejvzdálenější bod apogee.

Gravitační síla vyvíjená na Měsíc, když se blíží perigeu, zrychluje jeho rychlost. Tato akční smyčka vystřelí Měsíc kolem, za a pryč od Země směrem k apogee. gravitační přitažlivost Země nyní působí proti rychlosti a hybnosti měsíce, dokud nedosáhne apogee, kde opět pomalu mění směr k perigeu a cyklus pokračuje.

Jak víme, objekty, které jsou blíže, se zdají větší než objekty dál. Zdánlivá velikost měsíčního disku se tedy podstatně zvětšuje, jak se blíží perigeu, a zmenšuje se, když se blíží apogee. Když nastane fáze úplňku na perigeu nebo v jeho blízkosti, nazývá se to a super měsíc. Měsíc má synodické období 29,53059 dne a anomalistické období 27,55455 dne. Časová prodleva těchto dvou období je 411,78 dne. Volně řečeno, na čtrnáct synodických období připadá patnáct anomalistických měsíců. Harmonie však není dokonalá, takže náhoda může tak často vyklouznout z fáze. Zřídkakdy dochází k opozici úplňku právě během perigeu. Proto termín super je relativní. Velikost disku měsíce se významně mění z apogee na perigee. Čím blíže k úplňku, tím dokonalejší je úplněk. Úplné měsíce, které se vyskytují blíže k apogee, se nazývají mikro měsíce.

V neděli předcházející Týdnu mučení, 15. dubna, 31 n. L., Byl měsíc na vrcholu. O dvanáct dní později, 27. dubna, kdy byl Kristus na kříži, dosáhl Měsíc perigee. Proti úplňku, ve středu 25. dubna, došlo necelé dva dny před perigeem, takže disk byl poměrně velký a rostl, jak měsíc pokračoval v cestě blíže k Zemi. Boj v Gethsemane by proběhl jen několik hodin před perigeem. Stále úplněk by byl opravdu široký.

Zářilo z bezmračné oblohy

Pasáž zmiňuje, že „pasachový měsíc, široký a úplněk, zářil z bezmračné oblohy.“ Paní Whiteová vložila aktivní sloveso, zářil, v této pasáži, která dala Měsíci účast na událostech, které se té noci objevily. Měsíc nebyl jen zasazen do pozadí, ale měl akci. Svítilo to.

Měsíc nemá prakticky žádnou vlastní luminiscenci. Jednoduše odráží světlo, které mu bylo přiděleno, ze skutečného a většího zdroje světla. Přesto je to menší světlo, které vládne noci. Od pádu Adama uplynuly čtyři tisíce let noci. Jeho hřích oddělil člověka od Boha a lidstvo začalo žít ve tmě - ale ne v úplné tmě. Prostřednictvím zákona, proroků a obětního systému se Bůh zjevil svým lidem. V naturáliích měli tito lidé odrážet světlo poskytované ostatním. Bohužel se to stalo málokdy. Menší světlo přesto splnilo své poslání, spravedlivá žena uvedená ve Zjevení, oblečená sluncem, nyní stála na Měsíci. Kvůli Getsemane a kříži by křesťanství zářilo na svět jako slunce.

Faktory ovlivňující jas

Měsíc přirozeně září nejjasněji za bezmračné noci. Atmosféra snižuje světlo, které dostáváme z měsíce, i když chybí mraky. Nejjasnější světlo proto svítí, když je Měsíc přímo nad hlavou, na rozdíl od toho, že je blízko k obzoru, protože světelné paprsky procházejí přímější cestou atmosférou. Té noci by byl měsíc nutně dostatečně vysoký na obloze, aby vyčistil Olivovou horu při pohledu z údolí Kidron.

Nejviditelnějším faktorem, který ovlivňuje jas měsíce spojený s jeho fází, je oblast disku, který osvětluje sluneční světlo. Úplněk je mnohem jasnější než čtvrtměsíc a nový měsíc nevrhá vůbec žádné světlo. Oblast osvětlení však není jediným faktorem, který ovlivňuje jas. Další jev známý jako opoziční efekt postupně zesiluje jas měsíce, jak se jeho fáze mění z nové na úplnou. Jinak je uvedeno, že jas se mění stále více jako měsíc prodloužení klesá ze 180 stupňů na nulu. Někteří používají tento výraz, fázový úhel zaměnitelně s prodloužením, i když fázový úhel obvykle odkazuje na prodloužení obíhajícího tělesa, jak je promítnuto na ekliptickou rovinu.

Prodloužení je úhel odrazu od zdroje světla, který svítí na předmět před vámi. Pokud je světelný zdroj přímo za vámi a odrážející objekt je přímo před, zdroj a objekt jsou v opozici a prodloužení je nulové. Když je prodloužení 180 stupňů, není zde žádná opozice. Opona proti úplňku má nejnižší prodloužení. Prodloužení během úplňku je málokdy ve skutečnosti nula stupňů, ale proto, že oběžná dráha měsíce není ve stejné geometrické rovině jako ekliptika. Jeho revoluce je vychýlena asi o šest stupňů. Podobně je prodloužení během nového měsíce zřídka 180 stupňů. Když je prodloužení nula nebo 180 stupňů, dojde k zatmění.

Několik faktorů kombinuje, aby vyvolalo opoziční efekt. Nejvýznamnějším faktorem je způsob, jakým sluneční světlo vrhá stíny na povrch. Když se například podíváme na svůj stín, když je slunce přímo nad, můžeme vidět pouze obrys naší hlavy. Poloha slunce zastrčí zbytek našeho stínu pod naše nohy. Když se díváme kolem sebe, jiné objekty mají podobně malý nebo žádný stín, protože slunce je v opozici. Když je slunce nízko na obloze, je zde malý odpor a vrháme velmi dlouhý stín. Měsíc má drsný a zrnitý povrch, který vytváří matici stínů, když je prodloužení velké, ale tyto stíny se rozptylují v opozici. Změna jasu při snižování prodloužení není lineární. Při velmi nízkých prodlouženích, řekněme pod několika stupni, se brilantnost stává významnou a vytváří trochu světelný záblesk. Tento jev nazýváme nárůst opozice. Tento jev nemůžeme pozorovat při prodloužení pod jeden stupeň, protože slunce zatmění Měsíc při tak nízkém prodloužení. Průměrné prodloužení při opozici vůči úplňku je asi tři nebo čtyři stupně.

Prodloužení měsíce během opozice proti úplňku ve středu večer, které předcházelo ukřižování, bylo velmi nízkých 0,84 stupně. Ve skutečnosti došlo v noci k částečnému zatmění měsíce jen několik hodin po západu slunce a pozorovatel by ho mohl pozorovat v této oblasti. Těsně před a po této události by byl měsíc docela jasný.

Vzdálenost mezi měsícem a zemí je hlavním faktorem, který určuje jeho jas. Intenzita světla klesá nepřímo s druhou mocninou příslušné vzdálenosti. Můžeme číst například při svíčkách, ale postavíme svíčku o pár stop dál a naše oči budou napjatější. Jak již bylo uvedeno, vzdálenost obíhajícího tělesa se neustále mění od apsidy k apsidě (nejbližší a nejvzdálenější body).

Během prvního století Pesach vždy probíhal, když byla Země blízko aphelionu, což znamená, že systém Země-Měsíc byl v nejvzdálenějším extrému od Slunce. Anomálie příliš neovlivňuje intenzitu slunečního světla dopadajícího na Měsíc kvůli nízké orbitální excentricitě cestované systémem Země-Měsíc. Malé orbitální změny vzdálenosti ve srovnání s velmi velkou zapojenou vzdáleností vytvářejí nevýznamný rozdíl v intenzitě světla od aphelionu po perihelion.

Naproti tomu oběžná dráha měsíce kolem Země je mnohem výstřednější a celková vzdálenost mezi těmito dvěma tělesy je ve srovnání s nimi malá. Intenzita měsíčního světla se proto dramatičtěji mění, když měsíc obíhá apsidy.

Stručně řečeno, úplněk, ke kterému došlo během Passion Week, by byl jasnější než obvykle kvůli velmi malému fázovému úhlu měsíce a jeho blízkosti k perigeu. Během dalšího dne, ve čtvrtek, zatímco se učedníci připravovali na Pesach, by fázový úhel stále rostl a intenzita měsíčního světla způsobená opozičním účinkem by se začala snižovat. Zároveň se však intenzita měsíčního světla zesilovala, jak se Měsíc přiblížil k perigeu. Pozdě ve čtvrtek v noci, když skupina sestoupila ze Sionu směrem do Getsemane, bylo prodloužení stále poměrně nízkých 13 stupňů a blízkost měsíce k perigeu by byla méně než 16 hodin. Za jasné noci by byl měsíc jasný. I v určité vzdálenosti, dotyčný žák, by John viděl Kristovu agónii a všiml by si, že „jeho pot byl jako velké kapky krve padající na zem“.

Závěr

Nenašli jsme žádné faktické pochybnosti ohledně následujícího úryvku z knihy „Touha věků“, kterou napsala Ellen G. White:


Vše, co chcete vědět o & # 8216 Great Conjunction & # 8217

Ó celoživotní příležitost: Asi 30 minut po místním západu slunce, v jihozápadním směru, nízko na obloze, se objeví dvě obří plynové elektrárny, Saturn a Jupiter, tak blízko, že nebudeme je moci rozlišit. Naposledy byli Jupiter a Saturn tak blízko 16. července 1623. Až se příště blíží, tak blízko se bude konat až v roce 2080.

Co je & # 8216velká konjunkce & # 8217? Sklon oběžných drah planet kolem Slunce je víceméně stejný. Proto se zdá, že pět viditelných planet, Merkur, Venuše, Mars, Jupiter, Saturn a Měsíc, sledují stejnou cestu, jakou se ubírá Slunce na obloze. Když sportovci běží po trati, ten, jehož rychlost je vyšší, dohání pomalejší zezadu. Podobně, protože rychlost, jakou se zdá, že se jedna planeta pohybuje na obloze, není stejná, jednou za čas rychlá planeta dohoní relativně pomalu se pohybující planetu na obloze. Takovým událostem se říká & # 8216conjunction & # 8217. Když se jumbo planety, Jupiter a Saturn přiblíží k sobě, nazývá se to & # 8216 Great Conjunction & # 8217.

Jak často? Jupiter a Saturn, které obíhají kolem Slunce 11,86 let, respektive 29,4 let. Proto jsou každých 19,85 let vyrovnány v přímé linii se Zemí, což vede k velké konjunkci. Podobně i jiné planety produkují periodickou konjunkci, když obíhají kolem Slunce. Například příští rok, 13. července 2021, proběhne konjunkce Venuše a Marsu.

Proč je tento rok tak výjimečný? Oběžné dráhy Saturnu a Jupitera kolem Slunce nejsou ve stejné rovině, takže když se navzájem dotáhnou, vzdálenost mezi nimi se čas od času liší. Tentokrát bude vzdálenost mezi nimi jen 0,1 stupně. Ve srovnání s tím je úhlová vzdálenost mezi Arundhati (Alcor) a Vashista (Mizar) 0,2 stupně! Proto pouze pokud máte výjimečný zrak, budete je schopni rozlišit. Dále, protože Jupiter bude jasnější než Saturn, budou zářit jako jeden zářící objekt na obloze.

Přečtěte si také: Posuňte se nad produktivitu a přijměte agroekologii: říká zpráva NRAS

Mohu & # 8217t čekat na další? Spojení Jupitera a Saturnu nastává každých 20 let. Tentokrát si však budou výjimečně blízcí. Naposledy, když k velké konjunkci došlo v roce 2000, byla separace 1,18 stupně. Až se to znovu uskuteční v roce 2040, bude oddělení 1,23 stupně a v roce 2060 1,15 stupně. Což znamená, že v příštích dvou případech, kdy dojde ke konjunkci, budou planety od sebe jedenáctkrát dále než letos.

Kdy pozorovat? Začněte ještě dnes! Šířka špičky vašeho malíčku v délce paže a # 8217 je asi jeden stupeň. Od začátku měsíce se Jupiter blíží k Saturnu. Tyto dvě planety jsou působivým pohledem, který lze snadno najít na jihozápadní obloze po západu slunce. 10. prosince byla úhlová vzdálenost mezi nimi pouze 1,12 stupně. Pomocí malíčku jako měřicího nástroje si můžete všimnout, jak se s každým dalším dnem přibližují. Velkolepá show je samozřejmě večer 21. prosince 2020.

Kde hledat Jděte na vrchol vysoké budovy nebo na místo, odkud máte nerušený výhled na západní obzor. Jak padá soumrak, Jupiter a Saturn se objeví nízko na obloze. Podívejte se směrem na jihozápad. Budou tak jasní, že je těžké je minout. Planety se budou pohybovat kolem roku 1930 IST, a proto je nejlepší čas na pozorování mezi místním západem slunce a 1900 hodin IST.

Je nějaká škoda? Planety do sebe nebudou vůbec narážet! Ve skutečnosti, 21. prosince 2020, i když se Jupiter a Saturn objeví blízko u sebe, budou ve skutečnosti asi 600 milionů km od sebe! Jsou bezpečné sledovat pouhým okem. Dalekohled bude působivý. Takové události jsou periodické a není se čeho bát. Lidem ani Zemi nepřijde žádná újma.

Indická astronomie: Ve staroindické astronomii je konjunkce planet známa pod různými jmény. Spojení planety se Sluncem, které je heliacalem, se nazývá astamaya, spojení planety s Měsícem se nazývá samagama (unie) a spojení dvou planet se nazývá yuddha (setkání). Spojení Slunce a Měsíce se nazývá & # 8216grahan & # 8217.

Úžasná fakta: Pokud můžete cestovat v čase do AD 7541, budete svědky dvou působivých nebeských představení. Ve výjimečně vzácných případech je velká konjunkce tak blízko, že Jupiter je přímo před Saturnem.Když je Jupiter přímo před Saturnem, buď částečně zatmění (tranzit), nebo úplně zakryje (zákryt). 16. února 7541 bude tranzit a 17. června 7541 bude zatmění Saturnu Jupiterem! Ve skutečnosti bude v příštích 10 000 letech pouze jeden, 25. února 8674, že proběhne tranzit Jupitera přes Saturn!

Další spojky: Konjunkce mezi Venuší a Marsem proběhne 13. července 2021. V roce 2022 proběhne konjunkce Marsu a Saturnu 5. dubna 2022 a Jupitera a Venuše 30. dubna 2022 a konjunkce Marsu a Jupitera dne 29. května 2020. K zatmění Slunce dojde 10. června 2021 a 4. prosince 2021. Oba nebudou v Indii viditelné. Dvě zatmění měsíce, v květnu a listopadu 2021, budou nicméně viditelná z částí Indie.


Vzdálený úplněk dnes večer

Málem jsem to minul, ale e-mail od astrofotografa Anthony Ayiomamitis (jehož fotku uvádím níže) mi připomněl: dnešní úplňek se dnes vyskytuje na apogee, v bodě na oběžné dráze Měsíce, kde je nejvzdálenější od Země. Vlastně jsem o tom minulý rok psal docela dost, proto přeložím článek níže. Úplněk nastává oficiálně dnes večer v 02:06 UTC (10:06 východního času USA), takže za pár hodin, jak to píšu. Apogee nastává asi o 9 hodin později (12. října v 11:44 UTC), kdy bude Měsíc 406 176 km (252 286 mil) od Země. Bylo to v perigeu 28. září, kdy to bylo pouhých 357 555 km (222 174 mil) od nás ... ale nezapomeňte si přečíst poznámku pod čarou níže!

A já si povšimnu: rozdíl ve velikosti mezi Měsícem v nejbližším a nejvzdálenějším přiblížení není něco, co byste si pravděpodobně nikdy nevšimli okem, zejména proto, že tyto dva nelze porovnávat současně. Změna je postupná a Měsíc je ve skutečnosti na obloze docela malý. Ale pořád je hezké, když je vyfotíte a porovnáte ...

Zveřejňoval jsem spoustu extrémních detailů Měsíce, ale někdy se můžete něco naučit tím, že uděláte krok zpět.

Představuji si například, že kdybych šel na ulici a zeptal se lidí, jaký tvar má oběžnou dráhu Měsíce, řekli by, že to byl kruh (nebo, vzhledem k nedávným výsledkům průzkumu, říkali, že to byl muslim). Ve skutečnosti je ale oběžná dráha Měsíce rozhodně eliptická. Když je nejblíže Zemi - bodu zvanému perigeum - je zhruba 360 000 kilometrů (223 000 mil) *, a když je v nejvzdálenějším bodě - apogee - je ve vzdálenosti asi 405 000 km (251 000 mil).

To je rozdíl asi 10% - nestačí to říct okem, ale určitě dost vidět na obrázku ... jako je tento, od řeckého amatérského astronoma Anthony Ayiomamitis:

Úžasné, že? Měsíc je nápadně odlišný! Pořídil tyto snímky za úplňku, ale s odstupem sedmi měsíců, kdy byl Měsíc v perigeu (loni v lednu) a apogee (jen před pár dny, když to píšu). Je to součást projektu, který dělá každý rok, a je to celkem v pohodě. Dokázal tyto obrazy získat během několika okamžiků přesných časů apogee a perigee.

Možná se divíte, jak může být Měsíc na apogee, když je jednou úplně, a perigeum, jindy je úplněk. To je dobrá otázka a je to proto, že fáze Měsíce nezávisí na tvaru jeho oběžné dráhy, záleží na úhlu mezi Sluncem, Měsícem a Zemí.

Pokud je Slunce z našeho pohledu za Měsícem, vidíme pouze temnou stránku a Měsíc je nový. Pokud je Slunce za námi a svítí přímo na Měsíc, vidíme to jako úplněk. Mezi těmito časy se odehrává půlměsíc a fáze blábolů. Zatímco fáze Měsíce závisí na tom, kde se nachází na své oběžné dráze ve vztahu ke Slunci a Zemi, tvar oběžné dráhy - skutečnost, že je to trochu elipsa a ne kruh - není tak důležitý.

Nejen to, že doba potřebná k přechodu z úplňku na úplněk (nazývaná synodický měsíc) není stejná doba, která je nutná k přechodu z perigeu, kolem Země a zpět do perigee (nazývaného anomistický měsíc). . První je asi 29,5 dne, druhý asi 27,6 dne. Tento rozdíl znamená, že pokaždé, když se Měsíc dostane do perigeu, trvá přibližně dalších 2,2 dne, než se fáze dostane.

Nebo lepší způsob, jak o tom přemýšlet, je tento: řekněme, že k určitému datu je Měsíc úplně i perigeum. O 29,5 dne později je opět plná, ale kolem Země to mělo dalších 2,2 dne. Je trochu minulé perigeum, když je plné (nebo byste mohli říci, že zasáhlo perigeum, než bylo zase plné). Počkejte až do příštího úplňku a nyní je to 4,4 dne za perigeem (nebo to bylo u perigeu znovu 4,4 dne před úplným potřetí). Pokračujte v tom asi po 6 cyklech jeho fází, tento čas navíc přidá až přibližně polovinu anomalistického cyklu.

Jinými slovy, úplněk se stane za apogee!

Není to přesná shoda, takže za jeden rok opravdu nedosáhnete dokonalého úplňku v perigeu a dalšího v apogee. Ale jak ukázal Anthony, můžete se dostat docela blízko.

A pokud vás zajímá, proč jste si nikdy nevšimli 10% rozdílu ve velikosti Měsíce, je to proto, že když se na něj podíváte, neporovnáváte ho bok po boku se sebou jako na obrázku. Nemáte dobrý rozchod přesně toho, jak velký je z měsíce na měsíc, takže si toho nikdy nevšimnete. Musíte to vyfotografovat nebo pozorovat velmi pečlivě dalekohledem.

Všimnu si, že oběžná dráha Země kolem Slunce je také elipsa, takže Slunce se po celý rok jeví stále menší a menší, změna není tak velká jako u Měsíce, ale můžete se přesvědčit sami, protože Anthony má jeho snímky také.

A pokud jste zvědaví, ve kterých datech Měsíc dosáhne perigeu a apogee, přejděte do kalkulačky Perigee a Apogee společnosti Fourmilab.

Úžasné, že ano, že něco, co se jeví jako zřejmé, lze skrýt v prostém pohledu. Děláte si otázku, co vám ještě chybí, že?


* Tato vzdálenost se měří mezi středem Země a středem Měsíce. Odečtěte poloměry každého [(1737 + 6360) ≈ 8100 km (5020 mil)], abyste získali přibližnou vzdálenost mezi povrchy těchto dvou objektů.


Vypadá díky tomuto perigeu můj Měsíc tlustý?

Zveřejňoval jsem spoustu extrémních detailů Měsíce, ale někdy se můžete něco naučit tím, že uděláte krok zpět. Představuji si například, že kdybych šel na ulici a zeptal se lidí, jaký tvar má oběžnou dráhu Měsíc & # x27s, říkají, že to byl kruh (nebo, vzhledem k nedávným výsledkům průzkumu, & # x27d říkají, že to byl muslim). Ve skutečnosti je ale oběžná dráha Měsíce a # x27s rozhodně eliptická. Když je nejblíže Zemi - bod zvaný perigeum - je vzdálený zhruba 360 000 kilometrů * a když je v nejvzdálenějším bodě - apogee - je & # x27s ve vzdálenosti asi 405 000 km (251 000 mil). To je rozdíl asi 10% - nestačí to poznat očima, ale určitě to stačí vidět na obrázku. jako je tento, řecký amatérský astronom Anthony Ayiomamitis:

[Klikněte na emperigeenate.] Úžasné, že? Měsíc je nápadně odlišný! Pořídil tyto snímky za úplňku, ale s odstupem sedmi měsíců, kdy byl Měsíc v perigeu (loni v lednu) a apogee (jen před pár dny, když to píšu). Je to součást projektu, který dělá každý rok, a je to celkem v pohodě. Dokázal tyto obrazy získat během několika okamžiků přesných časů apogee a perigee. Možná se divíte, jak může být Měsíc na apogee, když je jednou plný, a perigeum, jindy je úplněk. To je dobrá otázka a je to proto, že fáze Měsíce nezávisí na tvaru jeho oběžné dráhy, záleží na úhlu mezi Sluncem, Měsícem a Zemí. Pokud je Slunce z našeho pohledu za Měsícem, vidíme pouze temnou stránku a Měsíc je nový. Pokud je Slunce za námi a svítí přímo na Měsíc, vidíme to jako úplněk. Mezi těmito časy se odehrává půlměsíc a fáze blábolů. Zatímco fáze Měsíce a # x27s závisí na tom, kde se nachází na své oběžné dráze ve vztahu ke Slunci a Zemi, tvar oběžné dráhy - skutečnost, že je to trochu elipsa a ne kruh - není tak důležité . Nejen to, že doba potřebná k přechodu z úplňku na úplněk (nazývaná synodický měsíc) není stejná doba, která je nutná k přechodu z perigeu, kolem Země a zpět do perigee (nazývaného anomistický měsíc). . První je asi 29,5 dne, druhý asi 27,6 dne. Tento rozdíl znamená, že pokaždé, když se Měsíc dostane do perigeu, trvá přibližně dalších 2,2 dne, než se fáze dostane. Nebo lepší způsob, jak o tom přemýšlet, je tento: řekněme, že k určitému datu je Měsíc úplně i perigeum. O 29,5 dne později se znovu zaplnilo, ale na Zemi mělo dalších 2,2 dne navíc. Je trochu minulé, když je plné (nebo můžete říci, že zasáhlo perigeum, než bylo opět plné). Počkejte až do příštího úplňku a nyní bude & # x27s 4,4 dne za perigeem (nebo to bylo u perigeu znovu 4,4 dne před úplným potřetí). Pokračujte v tom asi po 6 cyklech jeho fází, tento čas navíc přidá až přibližně polovinu anomalistického cyklu. Jinými slovy, úplněk se stane za apogee! Není to přesná shoda, takže opravdu nedostanete perfektní úplněk za perigeum a další za apogee za jeden rok. Ale jak ukázal Anthony, můžete se dostat docela blízko. A pokud se divíte, proč jste si nikdy nevšimli 10% rozdílu ve velikosti Měsíce, je to proto, že když se na to podíváte, neporovnáváte to bok po boku se sebou jako na obrázku. Nemáte dobrý odhad přesně toho, jak velký je z měsíce na měsíc, takže si toho nikdy nevšimnete. Musíte to vyfotografovat nebo pozorovat velmi pečlivě dalekohledem. Všiml jsem si, že oběžná dráha Země & # x27s kolem Slunce je také elipsa, takže Slunce vypadá po celý rok stále větší a menší, změna není tak velká jako u Měsíce, ale můžete se sami přesvědčit, protože Anthony má obrázky z toho také. A pokud jste zvědaví, ve kterých datech Měsíc dosáhne perigee a apogee, přejděte do kalkulačky Perigee a Apogee společnosti Fourmilab & # x27s. Úžasné není, že něco, co se jeví jako zřejmé, lze skrýt v prostém zobrazení. Přemýšlíte, co vám ještě chybí, že?

^ * Tato vzdálenost se měří mezi středem Země a středem Měsíce. Odečtěte poloměry každého [(1737 + 6360) ≈ 8100 km (5020 mil)], abyste získali přibližnou vzdálenost mezi povrchy těchto dvou objektů.


Podívejte se na video: Pavel Gabzdyl - Vše co jsme věděli o Měsíci je jinak Pátečníci (Říjen 2022).