. elemente de astronomie praCtiCă a. mişcarea aparentă a stelelor. Constelaţiile • mişcarea aparentă a stelelor. Pământul se rotește în jurul axei proprii, în direcţia de la vest la est, adică în sens opus mișcării ácelor de ceasornic, dacă este privit de la Polul Nord. Nouă însă ni se pare că cerul nocturn se rotește în sens contrar în jurul unei axe imaginare care trece prin ochiul observatorului. Această rotaţie aparentă a bolţii cerești, împreună cu aștrii de pe ea, este numită mișcare diurnă. Ca rezultat al mișcării diurne, stelele și alte corpuri cerești își schimbă continuu poziţia faţă de orizont. Privind partea de nord a cerului, vom constata că unele stele răsar și apun, iar altele descriu cercuri închise, rotindu-se în jurul unui punct fix numit polul nord al cerului. Dreapta care trece prin polul nord al cerului și prin ochiul observatorului este numită axa lumii. Rotaţia diurnă a bolţii cerești are loc în jurul axei lumii. Poziţia polului nord ceresc coincide aproximativ cu poziţia stelei α din constelaţia Ursa-Mică, numită și Steaua Polară. Punctul de pe cer diametral opus polului nord al cerului se numește polul sud al cerului. Mișcarea diurnă aparentă a stelelor poate fi pusă în evidenţă fotografiind într-o noapte senină, fără lună, cerul din jurul Stelei Polare (fig. 8.11) cu un timp de expunere de câteva ore. Pe imaginea obţinută vom vedea arce de cerc concentrice – urme ale deplasării stelelor (fig. 8.12). Centrul comun al acestor arce, adică punctul care a rămas fix în mișcarea diurnă a stele lor, este tocmai polul nord al cerului. Ca și stelele, Soarele, Luna și planetele răsar în partea de est a orizontului, ating înălţimea maximă în partea de sud și apun în partea de vest
Fig. 8.7. Telescopul spaţial Hubble
Fig. 8.8. Observatorul European de Sud, Cerro Paranal (Chile)
Fig. 8.9. Observatorul Univer si tăţii de Stat din Moldova (foto Şt. Tiron)
Fig. 8.10. Radiotelescoape Fig. 8.11. Steaua Polară, constelațiile UrsaMare şi UrsaMică
Polara
Fig. 8.12. Regiunea circumpolară a cerului
126
permite să le recunoaștem cu ușurinţă, deși, la prima vedere, ele sunt împrăștiate haotic pe cer. În Antichitate, pentru a facilita orientarea pe cer, stelele mai strălu citoare erau reunite în grupuri, numite constelaţii (fig. 8.13). În prezent, constelaţie este numită o porţiune a cerului înstelat cuprinsă în hotare bine determinate. Sfera cerească este împărţită în 88 de constelaţii, aprobate de Congresul I al Uniunii Astronomice Internaţionale (Roma, Italia, a. 1922). Unele constelaţii au denumiri legate de mitologia greacă, cum ar fi, de exemplu, Andromeda, Perseu, Pegasus, Leul, Racul, Ursa-Mare etc. Există constelaţii care au nume sugerate de configuraţiile stelelor componente (Triunghiul, Balanţa, Coroana Boreală, Crucea-Sudului ș.a.) sau de instrumente știinţifice (Telescopul, Sextantul). Constelaţiile pot fi ușor recunos cute pe bolta cerească după configuraţiile specifice, formate de cele mai strălu citoare stele ale lor. Începând din secolul XVII, stelele componente ale constelaţiilor sunt notate cu literele alfabetului grecesc, în ordinea descreșterii strălucirii. După atribuirea tuturor literelor acestui alfabet, se folosește alfabetul latin, apoi cifrele arabe. Cea mai strălucitoare stea este notată, de regulă, cu litera α, stelele următoare, mai puţin strălucitoare – cu literele β, γ etc. Stelele cele mai strălucitoare au și denumiri proprii. De exemplu, steaua α din conste laţia Lira e numită Vega; steaua α din constelaţia Orion – Betelgeuse. Stelele strălucitoare facilitează orientarea pe cer, dar și identificarea stelelor mai slabe sau a altor corpuri cerești.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Identificaţi pe cer constelaţiile cir cum polare folosind harta cerului înstelat (v. p. 161). 2. Folosind harta, identi ficaţi seara pe cer constelaţiile şi planetele vizibile la data respectivă. Notaţi ora observaţiei. Repetaţi observările peste 246 săptămâni la aceeaşi oră. Compa raţi rezultatele obţinute şi trageţi concluziile. 3. Ştiind că la distanţa braţului întins pumnul strâns (de la degetul mare la cel mic) acoperă pe cer o porţiune unghiulară de aproximativ 10o, estimaţi dimensiunile unghiulare ale unor constelaţii. 4. Urmăriţi şi treceţi pe caietul de observaţii constelaţiile prin care Luna trece în lunile de primavară. Ce aţi constatat?
Fig. 8.13. Constelaţii şi stele mai strălucitoare (Levitan E.P.)
Vulturul
Lira
Vega
Ursa-Mică
Ursa-Mare
Coroana Boreală
Altair
Deneb
Lebăda
Fomalhaut
Pegasus γ
γ
β
β
β
α
α
ζ
αε
ε
δ
δ
Orion
Pleiade Andromeda
Casiopeea Alferaz
Antares
Arcturus
Regulus
AldebaranCapella
Betelgeuse
Rigel
Sirius
Procyon
Pollux
Steaua Polară
Spica
a orizontului. Urmărind însă zi de zi acești aștri, vom observa că, spre deosebire de stele, de la o zi la alta fiecare dintre ei răsare și apune în diferite puncte ale orizontului. • Constelaţiile. Cu ochiul liber pot fi observate aproximativ 6 mii de stele (în ambele emisfere). Când privim cerul înstelat, avem senzaţia că toţi aștrii de pe bolta cerească se află la aceeași distanţă de noi. Poziţiile relative ale stelelor pe cer se schimbă foarte lent, ele rămânând practic constante mii de ani. De aceea stelele par a fi fixe și aceasta ne
Fig. 8.14. Constelaţiile zodiacale
e bine să mai ştiţi Constelaţiile zodiacale. În miş carea sa anuală aparentă pe ecliptică Soarele trece prin 13 con ste laţii, dintre care 12 sunt numite conste laţii zodiacale (de la cuvântul grecesc zoon „animal"): Peştii, Berbecul, Taurul, Gemenii, Racul, Leul, Fecioara, Balanţa, Scorpionul, Săge tătorul, Capri cor nul şi Vărsătorul (fig. 8.14). Cea dea 13a constelaţie, Ophiucus, nu este considerată zodiacală.
Ecliptică
Pământ
127
b. sfera cerească şi elementele ei Pentru a studia mișcarea aparentă a aștrilor, este necesar să se cunoască poziţia lor la momentul observării. Toţi aștrii de pe cer se află aparent pe partea interioară a unei sfere de rază arbitrară, în centrul căreia este obser vatorul. Poziţia unui astru este definită de raza dusă din locul de observaţie spre astrul respectiv. Sfera imaginară de rază arbitrară având centrul întrun punct de pe supra faţa (sau în centrul) Pămân tului, pe a cărei suprafaţă interioară se proiec tează corpurile cereşti la un moment dat, se numeşte sferă cerească (fig. 8.15). Observatorul se află în centrul sferei cerești. Sfera cerească este utilizată încă din Antichitate pentru determinarea poziţiei și mișcării corpurilor cerești. În acest scop, pe suprafaţa ei se definesc mai multe linii, puncte și plane (fig. 8.15), faţă de care se deter mină coordonatele cerești și se efec tuează măsurările necesare. • Elementele sferei cereşti. În figura 8.15 dreapta ZZ' care trece prin centrul O al sferei cerești în direc ţia forţei de greutate se numește verticala locului. Ea intersectează sfera cerească în două puncte: zenit, Z, și punctul diametral opus, nadir, Z'. Cercul mare al sferei cerești, SWNES, al cărui plan este perpendicular pe verticala ZZ' se numește orizontul adevărat sau matematic. Orizontul matematic împarte sfera cerească în emisfera vizibilă pentru observator, cu vârful în zenit, Z, și cea invizibilă, cu vârful în nadir, Z'. Orizontul matematic nu coincide cu orizontul aparent. Pe mare, orizontul aparent este un cerc mic, al cărui plan este paralel cu planul ori zontului matematic. Axa PP' în jurul căreia are loc mișcarea aparentă a sferei cerești este numită axa lumii. Aceasta este paralelă sau coliniară cu axa de rotaţie a Pământului. Ea intersectează suprafaţa sferei cerești în două puncte, numite polul nord al cerului, P, și polul sud al cerului, P'. Cercul mare al sferei cerești, QWQ'EQ, al cărui plan este perpendicular pe axa lumii se numește ecuatorul ceresc. Ecuatorul ceresc împarte sfera cerească în două emisfere: emisfera de nord cu polul nord ceresc, P, și emisfera de sud cu polul sud ceresc, P'. Ecuatorul ceresc intersectează orizontul mate matic în două puncte: punctul cardinal est, E, și punctul cardinal vest, W (fig. 8.15). Cercul mic al sferei cerești, bMb'b, al cărui plan este paralel cu planul ecuatorului ceresc se numește paralel diurn al astrului M. Mișcarea diurnă aparentă a stelelor se produce pe paralele diurne.
e bine să mai ştiţi Dreapta perpendiculară pe planul eclipticei care trece prin centrul sferei cereşti se numeşte axa eclipticei (fig. 8.16). Ea intersectează sfera cerească în două puncte: polul nord al eclipticei şi polul sud al eclipticei. Ecliptica intersectează ecuato rul ce resc în două puncte numite echi nocţiale: punctul vernal (punctul echinocţiului de primăvară) şi punctul autumnal (punctul echinocţiului de toamnă).
Fig. 8.15. Sfera cerească
N
E
O W
Q'
Q
S
Z'
Z
P
b
b'
P'
M
Cercul mare al sferei cerești, PZQSP'Z'Q'NP, al cărui plan trece prin verticala locului și axa lumii se numește meridian ceresc. Meridianul ceresc împarte sfera cerească în două emisfere: emisfera de est, cu punctul cardinal est, E, și emisfera de vest, cu punctul cardinal vest, W. Meridianul ceresc intersectează orizontul matematic în două puncte: punctul cardinal nord, N, și punctul cardinal sud, S. Planul meridianului ceresc intersectează planul orizontului matematic pe dreapta NS, numită meridiana locului. c. mişcarea anuală aparentă a soarelui. ecliptica Spre deosebire de stele, Soarele și Luna, în locul dat de pe Pământ, își schimbă mereu mo mentul și punctele în care răsar și apun, precum și înălţimea maximă faţă de orizont. Poziţia Soarelui și a Lunii pe bolta cerească variază datorită înclinaţiei axei Pământului, mișcării de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui și, respectiv, a Lunii în jurul Pământului. Ca urmare a mișcării orbitale a Pământului,
în de cur sul anului, Soarele se deplasează aparent pe fondul cerului înstelat cu circa 1o pe zi, de la vest la est (adică în sens opus rotaţiei diurne a bolţii cerești). Drumul anual aparent al Soarelui pe sfera cereas că este numit ecliptică.
128
Fig. 8.16. Ecliptica şi ecuatorul ceresc
Ecliptica
E c u at o r u l c e r e s c
Axa lumii
P
()1'
1()
ε
П
П'
Q'
Р'
Q
Axa eclipticei
Fig. 8.18. Coordonatele orare şi coordonatele ecuatoriale
Axa de rotaţie a Pământului nu este perpendi culară pe planul orbitei sale, ci e înclinată cu un unghi de 66o34'. În consecinţă, planul eclipticei for mează un unghi ε = 23o26' cu planul ecuatorului ceresc (fig. 8.16). d. sistemele de coordonate cereşti. Culminația aştrilor. echinocțiile şi solstițiile Poziţia aștrilor pe cer poate fi determinată în dife rite sisteme de coordonate cerești. Printre sistemele principale de coordonate cerești care se aplică pe larg în astro nomia practică se numără coordonatele cerești orizontale și cele ecuatoriale. Coordonatele cerești orizontale. Coor donatele orizon tale sunt înălţi mea astrului deasupra orizontului, h, și azimutul, A (fig. 8.17). Cercul mare al sferei cerești, ZMZ', care trece prin zenit, Z, prin astrul M și nadir, Z', se numește cercul vertical al astrului M. Înălţimea, h, a astrului M este unghiul mOM dintre planul orizontului matematic şi direcţia spre astru, OM. Înălţimea h poate lua valori între 0o și +90o, dacă astrul se află deasupra orizontului, sau între 0o și –90o, dacă astrul este sub orizont. Uneori în locul înălţimii este utilizată o altă coordonată numită distanţa zenitală, z, a astrului M, care este unghiul ZOM între verticala locului ZZ' și direc ţia spre astru, OM. Distanţa zenitală, z, ia valori de la 0o la 180o. Între coordonatele z și h ale unui astru există o relaţie simplă: z + h = 90o. Azi mutul astru lui M este unghiul SOm între planul meridianu lui ceresc şi planul cercului vertical al astrului. Azimutul se măsoară de la punctul cardinal sud, S, spre vest în direcţia rota ţiei diurne a sferei cerești și poate lua valori între 0o și 360o. Coordonatele orizontale determină poziţia aparentă a astrului și variază în timp datorită rotaţiei diurne a sferei cerești. În practică, ele se măsoară cu ajutorul instrumentului universal sau al teodolitului. Coordonatele cerești ecuatoriale. În astrono mie sunt utilizate două sisteme de coordonate cerești ecuatoriale, ambele având drept plan fundamental planul ecuatorului ceresc: coordonatele orare și coor do natele ecuatoriale.
Fig. 8.17. Coordonatele orizontale
m A
h
O
Z zP
Z'
M
P'
SN
129
e bine să mai ştiţi Hărţile stelare cuprind toate stelele de până la o anumită strălucire din emi sfe ra nordică şi cea sudică a sferei cereşti. De aceea astrono mii amatori trebuie să consulte hărţile şi anuarele astro nomice (accesibile şi pe Internet).
e bine să mai ştiţi Măsurând înălţimea Soarelui la amiază, adică în momentul culminaţiei superioare, pe parcursul unui an, se poate constata că aceasta variază între anumite limite. În zilele de echinocţii, traiectoria diurnă a Soarelui este chiar ecuatorul ceresc. Deoarece planul orizontului împarte ecuatorul ceresc în jumătate, în aceste zile porţiunea de drum parcursă de Soare deasupra orizontului este egală cu cea de sub orizont şi, ca urmare, ziua şi noaptea au duratele egale. În zilele de echinocţii, în locul cu latitudinea geografică φ înălţimea Soarelui la amiază este h◉ = 90o– φ. În ziua solstiţiului de vară, în locul cu latitudinea geografică φ înălţimea Soarelui la amiază atinge valoarea maximă: hmax= 90o–φ + 23o26'. Aproximativ la 22 decembrie, Soarele, mişcânduse pe ecliptică, coboară sub ecuatorul ceresc cu 23o26'. În ziua solstiţiului de iarnă, în emisfera de nord a Pământului, cea mai mare parte a drumului diurn aparent al Soarelui se află sub orizont şi de aceea ziua aceasta este cea mai scurtă, iar noaptea – cea mai lungă din an. În locul cu latitudinea geografică φ, în ziua solstiţiului de iarnă înălţimea Soarelui la amiază este minimă: hmin= 90o–φ – 23o26'. În celelalte zile ale anului înălţimea Soarelui variază între valorile hmin şi hmax.
Coordonatele cerești orare. Coordonatele aces tui sistem sunt declinaţia, δ, și unghiul orar, t (fig. 8.18). Cercul mare al sferei cerești, PMP', care trece prin polii lumii și prin astrul M se numește cercul orar sau cercul de declinaţie al astrului M. Declinaţia, δ, a unui astru este unghiul dintre planul ecuatorului ceresc şi direcţia spre astru. Declinaţia măsurată la nord de ecua torul ceresc este considerată pozitivă, iar la sud de ecuator – negativă. Așadar, valorile declinaţiei sunt cuprinse între 0o și ±90o. Declinaţia e similară cu latitudinea geografică. Poziţia cercului orar al astrului este determinată de cea de a doua coordonată – unghiul orar, t. Unghiul orar, t, este unghiul diedru între planul meridianului ceresc şi planul cercului orar al astrului. Unghiul orar ia valori în limitele 0o–360o sau 0h–24h. Sistemul de coordonate cerești orare se folosește la măsurarea timpului. Sistemul de coordonate cerești ecuatoriale. Prima coor donată în acest sistem este aceeași declinaţie, δ. Cea de a doua coordonată este ascensia dreaptă, notată cu α, care e similară cu longitudinea geografică. Ascensia dreaptă, α, a unui astru M este unghiul dintre direcţia spre punctul vernal, , şi planul cercului orar al astrului. Această coordonată se măsoară de la punctul vernal, , până la cercul orar al astrului dat, în sens opus rota ţiei diurne a sferei cerești. Ascensia dreaptă mai frecvent se exprimă în unităţi de timp și poate lua valori cuprinse între 0h și 24h (fig. 8.18). Corespondenţa dintre unităţile de timp și cele unghiulare se stabilește ușor având în vedere că Pămân tul (și, aparent, sfera cerească cu stelele de pe ea) efectuează o rotaţie completă (360o) în 24 de ore. Deci în decurs de o oră sfera cerească se rotește cu 15o, în 4 min. – cu 1o ș.a.m.d. Sistemul de coordonate ecuatoriale este utilizat în astrometrie la întocmirea cataloagelor și a hărţi lor stelare. Ascensia dreaptă exprimată în unităţi de timp este indicată pe reţeaua de coordonate a hărţi lor stelare. • Culminaţia aştrilor. Fenomenul de trecere a unui astru prin meridianul ceresc se numește culminaţia astrului. Culminaţia este superioară atunci când astrul inter sec tează partea superioară a meridianului ceresc PZQSP' (fig. 8.15). Culminaţia este inferioară când astrul inter sec tează partea inferioară a meridianului ce resc, PNQ'Z'P'.
În cazul aștrilor care nu apun, ambele culminaţii sunt vizibile. Dacă aștrii răsar și apun, e vizibilă nu mai culminaţia superioară, cea inferioară având loc sub orizont. Culminaţiile aștrilor care nu răsar au loc sub orizont și deci nu sunt vizibile. Momentul culminaţiei superioare a Soarelui se numește amiază adevărată, iar momentul culminaţiei inferioare – miezul nopţii adevărat. • Echinocţiile şi solstiţiile. În mișcarea sa anuală aparentă pe ecliptică Soarele trece, la 21 martie, din emisfera de sud a sferei cerești în cea de nord, prin punctul vernal, (fig. 8.16). Aceasta este ziua echinocţiului de primăvară, când durata zilei este egală cu cea a nopţii. În ziua echinocţiu lui de toamnă,
la 23 septembrie, Soarele trece din emisfera de nord în cea de sud a cerului prin punctul autumnal, . Punctele eclipticei, situate la 90o de punctele echinocţiale, se numesc puncte solstiţiale, și '. În emisfera de nord a Pământului, Soarele este în punctul solsti ţiului de vară în jurul datei de 22 iunie, iar în punctul solsti ţiu lui de iarnă – în jurul datei de 21 decembrie.
130
e. mişcarea periodică a pământului şi a lunii. Fazele lunii. eclipsele de soare şi de lună • Mişcarea de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui. Pământul se mișcă în jurul Soare lui pe o orbită eliptică efectuând o rotaţie completă într-un an. Ca urmare, direcţia spre o stea apropiată se schimbă, astfel încât observatorului i se pare că steaua descrie în decursul anului o elipsă pe sfera cerească (fig. 8.19). Acest fenomen este numit paralaxă anuală. Paralaxa anuală a stelelor este o dova dă a mișcării de revoluţie a Pămân tului în jurul Soarelui. să ne amintim Succesiunea anotimpurilor. Observaţiile arată că polii cerești nu-și schimbă poziţia faţă de stele în decursul anului. De aici rezultă că axa de rotaţie a Pământului rămâne paralelă cu ea însăși în mișcarea lui de revoluţie în jurul Soarelui. Mișcarea Pământului în jurul Soarelui, înclinarea axei de rotaţie a Pământului faţă de planul orbitei cu 66o34' și faptul că unghiul de înclinaţie rămâne constant – toate acestea au drept consecinţă succesiunea anotimpurilor pe Pământ. • Mişcarea de rotaţie axială. Rotaţia Pământului în jurul axei sale poate fi pusă în evidenţă cu ajutorul unui pendul gravitaţional, experiment realizat pentru prima dată în 1851 de fizicianul francez Foucault (fig. 8.20). În câmpul de gravitaţie, pendulul are pro prie tatea de a-și păstra invariabilă orientarea în spaţiu a planului de oscilaţie. Dacă, de exemplu, pendulul lui Foucault osci lează la polul nord al Pămân tului în planul unui anumit meridian, observatorul peste un timp va constata că planul de oscilaţie al pendu lului s-a depla sat aparent în sensul rotaţiei ácelor de ceasornic, adică de la est spre vest. Dat fiind faptul că planul de oscilaţie al pendulului nu poate să-și schimbe direcţia, rezultă că în realitate Pământul se rotește de la vest spre est. Rotaţia Pământului în jurul axei sale se manifestă prin succesiunea zilelor și nopţilor. Ca urmare a rotaţiei Pământului, în zonele tropicale suflă mereu vânturi numite alizee, de la nord-est spre sud-vest în emi
Fig. 8.19. Paralaxa anuală
Stea apropiată
Paralaxă
Soarele Pământul
Fig. 8.20. Pendulul lui Foucault (Paris, Franța, a. 1851)
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Calculaţi înălţimea Soarelui la amiaza adevărată în zilele de echinocţii şi solstiţii la Chişinău. 2. Exprimaţi unghiul 28o54'37˝ în unităţi de timp. 3. Latitudinea geografică a oraşului Chişinău este φ = 47˚05'. Determinaţi distanţa unghiulară dintre zenit şi polul nord al cerului la Chişinău. 4. Oraşul Rio de Janeiro (Brazilia) are latitudinea geo grafică φ = – 23o03'. Care este unghiul dintre planul ecuatorului ceresc şi planul orizontului în acest oraş? 5. Azimutul unui astru este egal cu 45o, iar înălţimea – cu 60o. În ce parte a cerului trebuie căutat astrul?
6. În ce locuri de pe Pământ înălţimea aştrilor faţă de orizont nu variază în decursul zilei? 7. Cum se poate dovedi că axa de rotaţie a Pământului nuşi schimbă direcţia în spaţiu în decursul mişcării lui anuale? 8. În care zile ale anului Soarele se află pe ecuatorul ceresc? 9. Soarele este la 128o34'50˝ de punctul vernal. Cât este as censia dreaptă a Soare lui, exprimată în unităţi de timp? 10. Un elev sa născut la miezul nopţii când steaua θ din constelaţia Capricorn era în culminaţia superioară. În ce constelaţie se afla atunci Soarele?
131
Fig. 8.21. Succesiunea fazelor Lunii
sfera nordică și de la sud-est spre nord-vest în emisfera sudică. Datorită rotaţiei Pământului, în emisfera nordică malul drept al râurilor este mai abrupt din cauza eroziunii, iar în cea sudică – malul stâng. O altă dovadă a rotaţiei Pământului este devierea spre est a corpurilor în cădere. Astfel, un corp lăsat să cadă liber de pe un turn înalt va atinge solul într-un punct deplasat spre est față de peretele turnului. Numeroase cercetări au arătat că viteza unghiu lară de rotaţie a Pământului nu este constantă, adică rotaţia lui nu este uniformă. S-a con sta tat că are loc o încetinire seculară a rotaţiei ca urmare a frânării produse de mareele lunare și solare. • Mişcarea Lunii. Luna efectuează o mișcare de revoluţie în jurul Pămân tului pe o orbită eliptică în 27,32 de zile, această perioadă fiind numită lună siderală. În mișcarea sa de revoluţie, Luna se depla sează pe cer de la vest la est cu aproximativ 13o pe zi, trecând prin toate conste laţiile zodiacale. Întrucât orbita Lunii nu este circulară, distanţa de la Pământ la Lună variază de la 356 375 km în perigeu la 406 720 km în apogeu, distanţa medie fiind de 384 400 km. De asemenea, variază și diamet rul unghiular aparent al discului lunar – respectiv de la 33'29'' la 29'22''. Acest fapt determină tipul și durata eclipselor de Soare. • Fazele Lunii. Luna, ca și pla netele, nu are lumină proprie, ea este văzută datorită luminii Soarelui reflectată de ea. Ca urmare a mișcării sale de revoluţie, Luna își schimbă mereu poziţia faţă de Soare. De aceea aspec tul ei pe cer variază prezentând așa-numitele faze: lună nouă (1), primul pătrar (2), lună plină (3), ultimul pătrar (4) (fig. 8.21). Intervalul de timp dintre două faze consecutive de același fel, numit lună sinodică, este egal cu 29,53 de zile. Luna sino dică este cu 2,2 zile mai lungă decât luna siderală. Această diferenţă se explică prin faptul că în timpul unei rotaţii a Lunii în jurul Pământului, acesta, la rân dul său, se rotește în jurul Soarelui cu aproximativ 27o, parcurgând circa 1o pe zi. Pentru a re ve ni la aceeași poziţie faţă de Soare și Pământ, adică la aceeași fază, Luna are nevoie de 2,2 zile ca să parcurgă acest unghi (fig. 8.22). La câteva zile după faza de lună nouă, Luna poate fi văzută seara la vest sub forma unei seceri înguste luminoase în creștere. Partea neilumi nată de Soare a discului are o culoare cenușie, care se datorează luminii solare reflectate de suprafaţa terestră (fig. 8.23). Pentru un observator de pe Lună, Pământul, de ase menea, prezintă faze. Urmărind cu atenţie detaliile de pe discul lunar, se poate observa că acestea sunt mereu aceleași, de unde s-ar putea trage concluzia că Luna nu se rotește în jurul axei sale. În realitate lucrurile stau cu totul altfel: Luna este în mișcare de rotaţie în jurul axei proprii, însă perioada acestei mișcări este egală exact cu perioada de revoluţie a Lunii în jurul Pământului, adică cu 27,32 de zile. Drept consecinţă, Luna este orientată mereu cu aceeași faţă spre Pământ. • Eclipsele de Soare. Soarele este de circa 400 de ori mai mare în diametru decât Luna. În același timp, Soarele este aproximativ de 400 de Fig. 8.23. Lumina cenuşie a Lunii Fig. 8.22. Luna sinodică şi luna siderală Soarele Lună plină Lună plină Luna 29,d5 27,d3 Pământul 1 2 3 Spre o stea Spre aceeași stea
132
de circa 250 km. În timpul eclipsei de Soare, umbra Lunii se deplasează de la vest la est cu viteza de 0,5 km/s pe o distanţă de câteva mii de kilometri. Eclipsa totală de Soare poate fi observată numai în punctele de pe Pământ prin care trece pata de umbră a Lunii (A în fig. 8.24). În timpul eclipsei totale pe cer apar aștrii mai strălucitori. În zonele de penumbră (B și C în fig. 8.24) Luna acoperă doar o parte din discul solar și de pe Pământ se observă o eclipsă parţială de Soare. Dacă Luna în faza de lună nouă este în apogeul orbitei sale (la distanţa maximă de Pământ), iar Pămân tul – în periheliu (la distanţa minimă de Soare), atunci în timpul eclipsei discul lunar nu va acoperi în întregime discul Soarelui și se va produce o eclipsă inelară de Soare. Pe an pot avea loc 2-5 eclipse de Soare. În unul și același loc eclipsa totală poate avea loc o dată la circa 300 de ani. Eclipsele totale de Soare oferă astronomilor oportunitatea de a observa și cerceta coroana solară, adică partea exterioară a atmosferei solare. Printre astro no mii care și-au consacrat activitatea cercetării eclipselor solare se numără și astronomii basarabeni Nicolae Donici și Alexandru Deutsch. În prezent, astronomii pot să creeze arti ficial o eclipsă totală de Soare cu aju torul unui instrument numit coronograf (inventat în 1930 de Bernard Lyot). • Eclipsele de Lună. Atunci când Luna în faza de lună plină uneori intră în conul de umbră al Pă mântului, se produce o eclipsă de Lună (fig. 8.26). Eclipsele de Lună pot fi totale și parţiale. Umbra Pământului în spaţiu are forma unui con convergent, care la distanţa medie Pământ–Lună are în secţiune diametrul de 2,5 ori mai mare decât diametrul Lunii. De aceea eclipsele de Lună au durata destul de lungă. Astfel, dacă Luna în faza de lună plină se află în peri geul orbitei sale, iar Pământul este în afeliu, eclipsa totală de Lună va avea durata maxi mă de circa 1 oră 45 min. În timpul eclipsei totale discul lunar nu dispa re de pe cer, ci capătă o culoare roșiatică (fig. 8.27). Acest fenomen se explică prin faptul că razele albastre ale Soarelui sunt împrăștiate în atmosfera Pămân tului mai mult decât razele roșii care se refractă și pătrund în conul de umbră, luminând suprafaţa Lunii. În cazul când Luna intră numai parţial în conul de umbră al Pământu lui, se observă o eclipsă parţială de Lună. Fig. 8.26. Schema eclipsei totale de Lună
Soarele
LunaPământul
Fig. 8.25. Eclipsă totală de Soare
ori mai departe de Pământ ca Luna. În consecinţă, atunci când aceste corpuri se aliniază, Luna poate să acopere o parte sau tot discul solar și atunci are loc o eclipsă de Soare (fig. 8.24). Eclipsele de Soare se produc atunci când Luna este în faza de lună nouă. Dacă Luna în faza de lună nouă este în perigeul orbitei sale, adică la distanţa minimă de Pământ, iar Pământul în afeliu (la distanţa maximă de Soare), atunci se poate observa o eclipsă totală de Soare (cu durata maximă de 7 min. 40 s la ecuatorul Pământului) (fig. 8.25). La latitu dinea Chișinăului, durata medie a unei eclipse totale de Soare este de 2-2,5 min. Diametrul maxim al umbrei Lunii pe Pământ este
Fig. 8.24. Schema eclipsei totale de Soare
Soarele
Luna
Pământul
A B C
133
Fig. 8.27. Eclipsă totală de Lună (foto I. Nacu)
Eclipsele de Lună sunt vizibile de pe toată emi sfera Pământului, unde la momentul eclipsei Luna este deasupra orizontului. În timp de un an pot fi observate până la 3 eclipse de Lună. Încă în Anti chi tate s-a observat că eclipsele se repetă după 223 de luni sinodice sau 18 ani, 11 zile și 7 ore, perioadă numită saros, în decursul căreia au loc 71 de eclipse, inclusiv 43 de eclipse de Soare și 28 de eclipse de Lună. Sarosul permite prezicerea aproximativă a eclipselor.
f. timpul şi măsurarea lui. Calendarul Măsurarea timpului în astronomie este bazată pe observaţii efectuate asupra unor mișcări periodice: rotaţia Pământului în jurul axei sale, mișcarea de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui și a Lunii în jurul Pământului. • Timpul solar mijlociu. În astronomie și în viaţa coti diană se folosește așa-numitul timp solar mijlociu. Unitatea de timp solar mijlociu este ziua solară mijlocie, care consti tuie intervalul de timp dintre două culminaţii consecutive inferioare ale soare lui ecuatorial mijlociu pe unul şi acelaşi meridian geografic. Ziua solară mijlocie începe la miezul nopţii mijlociu și este constantă pe parcur sul anului. Timpul solar mijlociu se notează cu Tm și este definit ca timpul măsurat de la momentul culminaţiei infe rioare a așa-numitului soare ecuatorial mijlociu până la orice alt moment, exprimat în fracţiuni de zi solară mijlocie. Pe meridianul dat, timpul solar mijlociu Tm este egal cu unghiul orar al soarelui mijlociu, tm, plus 12h, adică Tm=tm+12h.
La amiază, unghiul orar al Soarelui tm = 0h şi deci timpul solar mijlociu Tm = 12h. • Timpul local şi timpul universal. Timpul măsurat pe meridianul geografic dat este numit timp local (civil). Timpul solar mijlociu local al meridianului Green wich (iniţial) este numit timp universal, T0. Timpul local pe meridianul dat se poate exprima prin timpul universal și longitudinea geografică a locului: Tλ=T0±λ, unde „+” se ia pentru longitudinea estică și „–” pentru longitudinea vestică. În calen darele și anuarele astronomice momentul producerii evenimentelor astro nomice este indicat în timp universal.
e bine să mai ştiţi Soarele mijlo ciu ecuatorial este un punct fictiv ce se mişcă uniform pe ecuatorul ceresc, nu pe ecliptică, şi a cărui poziţie se calculează pe cale teoretică pentru orice moment de timp. Această noţiune a fost introdusă pentru a avea drept unitate de timp o zi solară constantă, deoarece ziua solară adevărată este variabilă.
1. Ar putea fi observată la Polul Nord o eclipsă de Soare/ o eclipsă de Lună la data de 15 iunie? la 15 decembrie? Argumentaţi. 2. Diametrul unghiular al Soarelui este de circa 0,5o şi e aproximativ egal cu cel al Lunii. Distanţa medie de la Pământ la Lună este de 384 400 km, iar la Soare de 149 600 000 km. Calculaţi de câte ori diametrul liniar al Soarelui e mai mare decât cel al Lunii. 3. Enumeraţi factorii care determină durata eclipselor de Soare şi de Lună. 4. În ce condiţii se poate produce o eclipsă inelară de Soare? 5. În ce direcţie se deplasează umbra Lunii pe suprafaţa terestră în timpul eclipselor de Soare?
6. Determinaţi durata unei eclipse de Soare observate de pe Lună. 7. De ce se interzice categoric observarea eclipselor de Soare direct prin telescop sau binoclu? Ce mijloace de protecţie a ochilor trebuie utilizate? 8. În care din fazele Lunii se pot observa cel mai bine prin telescop craterele şi alte formaţiuni de pe suprafaţa ei? Argumentaţi. 9. În ce fază e văzut Pământul de pe Lună, atunci când pe Pământ Luna este în faza de lună nouă? 10. De pe care planete ar putea fi observată partea invizibilă a Lunii? Argumentaţi. 11. Explicaţi culoarea roşiatică a discului lunar în timpul eclipsei totale de Lună.
Verificaţi-vă cunoştinţele
134
Fig. 8.28. Calendarul solar Maya
apliCaţii determinarea longitudinii geo grafice. Diferenţa dintre tim purile locale pe două meridiane, în unul şi acelaşi moment, este egală cu diferenţa longitudinilor geografice ale meridia nelor respec tive, exprimată în unităţi de timp. De exemplu, dacă meridianele 1 şi 2 au longi tudi nile λ1 şi λ2, atunci diferenţa de timp solar mijlociu pe ele este: Tm1–Tm2 = λ1– λ2. Această relaţie se poate folosi la determinarea longitudinii geogra fice a locului dat.
• Timpul fusului orar (legal). Utilizarea în viaţa cotidiană a timpului local ar fi foarte incomodă, pentru că el variază continuu de la un meridian la altul. De aceea în anul 1884 a fost propus un nou sistem de calcul al timpului având la bază așa-numitele fuse orare.
Globul pământesc este împărţit în 24 de fuse orare cu lăţimea de 15o (sau 1h) fiecare, numerotate de la 0 la 23. Meridianul de bază (central) al fusului zero este meridianul Greenwich. Timpul local al meridianului de bază al fusului orar cu numărul de ordine n este numit timp al fusului orar sau timp legal, Tn, şi este aplicat în limitele întregului fus orar considerat. Relaţia dintre timpul legal și timpul universal este Tn = T0+nh („+” – la est și „–” – la vest de Greenwich). Orașul Chișinău, având longitudinea
λ = 28o49', se află în fusul orar n = 2, deci pentru Chișinău relaţia dintre timpul legal și timpul universal este T2 =T0+2h. Pentru a economisi energia electrică și a utiliza la maximum lumina zilei, se intro duce așa-numita oră de vară: în ultima duminică a lunii martie ácele ceasornicului se mută cu o oră înainte. Timpul de vară (sau oficial) este egal cu timpul legal plus o oră: Tv = Tn + 1h. Pentru Chișinău Tv = T2 + 1h = T0+3h, adică vara diferenţa dintre ora Chișinăului și timpul universal este de 3 ore. Ora de vară se anulează în ultima duminică a lunii octombrie. La mijlocul secolului al XX-lea a fost introdusă scara strict uniformă de timp atomic internaţional. Ea se bazează pe un proces periodic natural de înaltă precizie – tranziţia de rezonanţă a atomului de ceziu între două niveluri energetice – și nu depinde de rotaţia Pământului. Drept unitate de timp se ia secunda atomică folosită în SI (Sistemul Internaţional). • Calendarul. Sistemul de calcul al intervalelor mari de timp este numit calendar. De-a lungul istoriei au fost întocmite și utilizate calendare care pot fi grupate în trei tipuri: solare, lunare și luni-solare. Unul dintre cele mai exacte calendare solare antice este consi derat Calendarul Maya (fig 8.28). La baza calendarului solar se află durata anului tro pic egală cu 365 de zile 5 ore 48 min. 46,1 s, iar la baza calendarului lunar – luna sinodică egală cu
29,5 zile. Calen darul luni-solar este bazat pe ambele aceste perioade. La întocmirea unui calendar se urmărește ca anul calendaristic să fie cât mai aproape de durata anu lui tropic și să conţină un număr întreg de zile solare.
e bine să mai ştiţi Calendarul iulian (stilul vechi). În anul 46 î.Hr., împăratul Iulius Caesar a realizat reforma calenda rului roman. Durata medie a anului a fost stabilită de 365 de zile şi 6 ore, adică foarte aproape de durata anului tropic. Pentru ca anul să aibă un număr întreg de zile, trei ani la rând erau consideraţi comuni, cu câte 365 de zile, iar al patrulea – bisect, cu 366 de zile. Anul este bisect dacă numă rul carel exprimă este divizibil exact cu 4. Prima lună din an era ianuarie. Acest calendar poartă numele de calendar iulian sau stil vechi. El a servit ca bază pentru calculele cro nologice. Anul iulian este cu 11 minute şi 13,9 secunde mai lung decât anul tropic. Ca urmare, la fiecare 128 de ani şi 68 de zile se acumulează o eroare de o zi. De aceea în secolul XVI eroarea calendarului iulian atinsese 10 zile. Acest fapt introducea o confuzie în aplicarea regulii de determinare a datei Paştelui, stabilite de Conciliul I ecumenic de la Niceea (a. 325 d.Hr.): Paştele creştin se sărbătoreşte în prima duminică după prima lună plină care are loc după ziua echinocţiului de primăvară, 21 martie. Aşadar, în secolul XVI reforma calendarului iulian devenise o problemă foarte actuală.
135
• Calendarul gregorian (stilul nou). În anul 1582, Papa Gregorius al XIII-lea a dispus reforma calen da rului iulian. În noul calendar a fost păstrată succesiunea anilor comuni de 365 de zile și a anilor bisecţi de 366 de zile din calendarul iulian, însă pentru a reduce diferenţa dintre anul iulian și durata anului tropic, a fost modificată regula de stabilire a anilor bisecţi cu referire la anii care exprimă secole. Anii seculari sunt consideraţi bisecţi numai dacă numărul care îi exprimă este divizibil exact cu 400. Astfel, anii 1700, 1800, 1900, 2100 devin comuni, în timp ce anii 2000, 2400, 2800 sunt bisecţi. În anul bisect luna februarie are 29 de zile.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Pentru a determina coordonatele navei, căpitanul a măsurat în ziua de 22 decembrie distanţa zenitală a Soarelui la amiaza adevărată, obţinând valoarea de 66o34'. La momentul observaţiei orologiul de timp universal (Greenwich) indica ora 10h54m. Determinaţi coordonatele geografice ale navei. 2. Ce dată după stilul vechi este la 1 martie 2011?
3. O aeronavă A340 are de parcurs distanţa de 6 400 km de la Philadelphia (SUA) la Frankfurt pe Main (Germa nia) cu viteza de 750 km/h, diferenţa de fus orar fiind 6h. Când va sosi aeronava la Frank furt, dacă ea a decolat de la Philadelphia în ziua de 3 august la ora 20h00m? 4. Va fi anul 2200 un an bisect după stilul nou? Dar după stilul vechi?
Fig. 8.7. Telescopul spaţial Hubble
Fig. 8.8. Observatorul European de Sud, Cerro Paranal (Chile)
Fig. 8.9. Observatorul Univer si tăţii de Stat din Moldova (foto Şt. Tiron)
Fig. 8.10. Radiotelescoape Fig. 8.11. Steaua Polară, constelațiile UrsaMare şi UrsaMică
Polara
Fig. 8.12. Regiunea circumpolară a cerului
126
permite să le recunoaștem cu ușurinţă, deși, la prima vedere, ele sunt împrăștiate haotic pe cer. În Antichitate, pentru a facilita orientarea pe cer, stelele mai strălu citoare erau reunite în grupuri, numite constelaţii (fig. 8.13). În prezent, constelaţie este numită o porţiune a cerului înstelat cuprinsă în hotare bine determinate. Sfera cerească este împărţită în 88 de constelaţii, aprobate de Congresul I al Uniunii Astronomice Internaţionale (Roma, Italia, a. 1922). Unele constelaţii au denumiri legate de mitologia greacă, cum ar fi, de exemplu, Andromeda, Perseu, Pegasus, Leul, Racul, Ursa-Mare etc. Există constelaţii care au nume sugerate de configuraţiile stelelor componente (Triunghiul, Balanţa, Coroana Boreală, Crucea-Sudului ș.a.) sau de instrumente știinţifice (Telescopul, Sextantul). Constelaţiile pot fi ușor recunos cute pe bolta cerească după configuraţiile specifice, formate de cele mai strălu citoare stele ale lor. Începând din secolul XVII, stelele componente ale constelaţiilor sunt notate cu literele alfabetului grecesc, în ordinea descreșterii strălucirii. După atribuirea tuturor literelor acestui alfabet, se folosește alfabetul latin, apoi cifrele arabe. Cea mai strălucitoare stea este notată, de regulă, cu litera α, stelele următoare, mai puţin strălucitoare – cu literele β, γ etc. Stelele cele mai strălucitoare au și denumiri proprii. De exemplu, steaua α din conste laţia Lira e numită Vega; steaua α din constelaţia Orion – Betelgeuse. Stelele strălucitoare facilitează orientarea pe cer, dar și identificarea stelelor mai slabe sau a altor corpuri cerești.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Identificaţi pe cer constelaţiile cir cum polare folosind harta cerului înstelat (v. p. 161). 2. Folosind harta, identi ficaţi seara pe cer constelaţiile şi planetele vizibile la data respectivă. Notaţi ora observaţiei. Repetaţi observările peste 246 săptămâni la aceeaşi oră. Compa raţi rezultatele obţinute şi trageţi concluziile. 3. Ştiind că la distanţa braţului întins pumnul strâns (de la degetul mare la cel mic) acoperă pe cer o porţiune unghiulară de aproximativ 10o, estimaţi dimensiunile unghiulare ale unor constelaţii. 4. Urmăriţi şi treceţi pe caietul de observaţii constelaţiile prin care Luna trece în lunile de primavară. Ce aţi constatat?
Fig. 8.13. Constelaţii şi stele mai strălucitoare (Levitan E.P.)
Vulturul
Lira
Vega
Ursa-Mică
Ursa-Mare
Coroana Boreală
Altair
Deneb
Lebăda
Fomalhaut
Pegasus γ
γ
β
β
β
α
α
ζ
αε
ε
δ
δ
Orion
Pleiade Andromeda
Casiopeea Alferaz
Antares
Arcturus
Regulus
AldebaranCapella
Betelgeuse
Rigel
Sirius
Procyon
Pollux
Steaua Polară
Spica
a orizontului. Urmărind însă zi de zi acești aștri, vom observa că, spre deosebire de stele, de la o zi la alta fiecare dintre ei răsare și apune în diferite puncte ale orizontului. • Constelaţiile. Cu ochiul liber pot fi observate aproximativ 6 mii de stele (în ambele emisfere). Când privim cerul înstelat, avem senzaţia că toţi aștrii de pe bolta cerească se află la aceeași distanţă de noi. Poziţiile relative ale stelelor pe cer se schimbă foarte lent, ele rămânând practic constante mii de ani. De aceea stelele par a fi fixe și aceasta ne
Fig. 8.14. Constelaţiile zodiacale
e bine să mai ştiţi Constelaţiile zodiacale. În miş carea sa anuală aparentă pe ecliptică Soarele trece prin 13 con ste laţii, dintre care 12 sunt numite conste laţii zodiacale (de la cuvântul grecesc zoon „animal"): Peştii, Berbecul, Taurul, Gemenii, Racul, Leul, Fecioara, Balanţa, Scorpionul, Săge tătorul, Capri cor nul şi Vărsătorul (fig. 8.14). Cea dea 13a constelaţie, Ophiucus, nu este considerată zodiacală.
Ecliptică
Pământ
127
b. sfera cerească şi elementele ei Pentru a studia mișcarea aparentă a aștrilor, este necesar să se cunoască poziţia lor la momentul observării. Toţi aștrii de pe cer se află aparent pe partea interioară a unei sfere de rază arbitrară, în centrul căreia este obser vatorul. Poziţia unui astru este definită de raza dusă din locul de observaţie spre astrul respectiv. Sfera imaginară de rază arbitrară având centrul întrun punct de pe supra faţa (sau în centrul) Pămân tului, pe a cărei suprafaţă interioară se proiec tează corpurile cereşti la un moment dat, se numeşte sferă cerească (fig. 8.15). Observatorul se află în centrul sferei cerești. Sfera cerească este utilizată încă din Antichitate pentru determinarea poziţiei și mișcării corpurilor cerești. În acest scop, pe suprafaţa ei se definesc mai multe linii, puncte și plane (fig. 8.15), faţă de care se deter mină coordonatele cerești și se efec tuează măsurările necesare. • Elementele sferei cereşti. În figura 8.15 dreapta ZZ' care trece prin centrul O al sferei cerești în direc ţia forţei de greutate se numește verticala locului. Ea intersectează sfera cerească în două puncte: zenit, Z, și punctul diametral opus, nadir, Z'. Cercul mare al sferei cerești, SWNES, al cărui plan este perpendicular pe verticala ZZ' se numește orizontul adevărat sau matematic. Orizontul matematic împarte sfera cerească în emisfera vizibilă pentru observator, cu vârful în zenit, Z, și cea invizibilă, cu vârful în nadir, Z'. Orizontul matematic nu coincide cu orizontul aparent. Pe mare, orizontul aparent este un cerc mic, al cărui plan este paralel cu planul ori zontului matematic. Axa PP' în jurul căreia are loc mișcarea aparentă a sferei cerești este numită axa lumii. Aceasta este paralelă sau coliniară cu axa de rotaţie a Pământului. Ea intersectează suprafaţa sferei cerești în două puncte, numite polul nord al cerului, P, și polul sud al cerului, P'. Cercul mare al sferei cerești, QWQ'EQ, al cărui plan este perpendicular pe axa lumii se numește ecuatorul ceresc. Ecuatorul ceresc împarte sfera cerească în două emisfere: emisfera de nord cu polul nord ceresc, P, și emisfera de sud cu polul sud ceresc, P'. Ecuatorul ceresc intersectează orizontul mate matic în două puncte: punctul cardinal est, E, și punctul cardinal vest, W (fig. 8.15). Cercul mic al sferei cerești, bMb'b, al cărui plan este paralel cu planul ecuatorului ceresc se numește paralel diurn al astrului M. Mișcarea diurnă aparentă a stelelor se produce pe paralele diurne.
e bine să mai ştiţi Dreapta perpendiculară pe planul eclipticei care trece prin centrul sferei cereşti se numeşte axa eclipticei (fig. 8.16). Ea intersectează sfera cerească în două puncte: polul nord al eclipticei şi polul sud al eclipticei. Ecliptica intersectează ecuato rul ce resc în două puncte numite echi nocţiale: punctul vernal (punctul echinocţiului de primăvară) şi punctul autumnal (punctul echinocţiului de toamnă).
Fig. 8.15. Sfera cerească
N
E
O W
Q'
Q
S
Z'
Z
P
b
b'
P'
M
Cercul mare al sferei cerești, PZQSP'Z'Q'NP, al cărui plan trece prin verticala locului și axa lumii se numește meridian ceresc. Meridianul ceresc împarte sfera cerească în două emisfere: emisfera de est, cu punctul cardinal est, E, și emisfera de vest, cu punctul cardinal vest, W. Meridianul ceresc intersectează orizontul matematic în două puncte: punctul cardinal nord, N, și punctul cardinal sud, S. Planul meridianului ceresc intersectează planul orizontului matematic pe dreapta NS, numită meridiana locului. c. mişcarea anuală aparentă a soarelui. ecliptica Spre deosebire de stele, Soarele și Luna, în locul dat de pe Pământ, își schimbă mereu mo mentul și punctele în care răsar și apun, precum și înălţimea maximă faţă de orizont. Poziţia Soarelui și a Lunii pe bolta cerească variază datorită înclinaţiei axei Pământului, mișcării de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui și, respectiv, a Lunii în jurul Pământului. Ca urmare a mișcării orbitale a Pământului,
în de cur sul anului, Soarele se deplasează aparent pe fondul cerului înstelat cu circa 1o pe zi, de la vest la est (adică în sens opus rotaţiei diurne a bolţii cerești). Drumul anual aparent al Soarelui pe sfera cereas că este numit ecliptică.
128
Fig. 8.16. Ecliptica şi ecuatorul ceresc
Ecliptica
E c u at o r u l c e r e s c
Axa lumii
P
()1'
1()
ε
П
П'
Q'
Р'
Q
Axa eclipticei
Fig. 8.18. Coordonatele orare şi coordonatele ecuatoriale
Axa de rotaţie a Pământului nu este perpendi culară pe planul orbitei sale, ci e înclinată cu un unghi de 66o34'. În consecinţă, planul eclipticei for mează un unghi ε = 23o26' cu planul ecuatorului ceresc (fig. 8.16). d. sistemele de coordonate cereşti. Culminația aştrilor. echinocțiile şi solstițiile Poziţia aștrilor pe cer poate fi determinată în dife rite sisteme de coordonate cerești. Printre sistemele principale de coordonate cerești care se aplică pe larg în astro nomia practică se numără coordonatele cerești orizontale și cele ecuatoriale. Coordonatele cerești orizontale. Coor donatele orizon tale sunt înălţi mea astrului deasupra orizontului, h, și azimutul, A (fig. 8.17). Cercul mare al sferei cerești, ZMZ', care trece prin zenit, Z, prin astrul M și nadir, Z', se numește cercul vertical al astrului M. Înălţimea, h, a astrului M este unghiul mOM dintre planul orizontului matematic şi direcţia spre astru, OM. Înălţimea h poate lua valori între 0o și +90o, dacă astrul se află deasupra orizontului, sau între 0o și –90o, dacă astrul este sub orizont. Uneori în locul înălţimii este utilizată o altă coordonată numită distanţa zenitală, z, a astrului M, care este unghiul ZOM între verticala locului ZZ' și direc ţia spre astru, OM. Distanţa zenitală, z, ia valori de la 0o la 180o. Între coordonatele z și h ale unui astru există o relaţie simplă: z + h = 90o. Azi mutul astru lui M este unghiul SOm între planul meridianu lui ceresc şi planul cercului vertical al astrului. Azimutul se măsoară de la punctul cardinal sud, S, spre vest în direcţia rota ţiei diurne a sferei cerești și poate lua valori între 0o și 360o. Coordonatele orizontale determină poziţia aparentă a astrului și variază în timp datorită rotaţiei diurne a sferei cerești. În practică, ele se măsoară cu ajutorul instrumentului universal sau al teodolitului. Coordonatele cerești ecuatoriale. În astrono mie sunt utilizate două sisteme de coordonate cerești ecuatoriale, ambele având drept plan fundamental planul ecuatorului ceresc: coordonatele orare și coor do natele ecuatoriale.
Fig. 8.17. Coordonatele orizontale
m A
h
O
Z zP
Z'
M
P'
SN
129
e bine să mai ştiţi Hărţile stelare cuprind toate stelele de până la o anumită strălucire din emi sfe ra nordică şi cea sudică a sferei cereşti. De aceea astrono mii amatori trebuie să consulte hărţile şi anuarele astro nomice (accesibile şi pe Internet).
e bine să mai ştiţi Măsurând înălţimea Soarelui la amiază, adică în momentul culminaţiei superioare, pe parcursul unui an, se poate constata că aceasta variază între anumite limite. În zilele de echinocţii, traiectoria diurnă a Soarelui este chiar ecuatorul ceresc. Deoarece planul orizontului împarte ecuatorul ceresc în jumătate, în aceste zile porţiunea de drum parcursă de Soare deasupra orizontului este egală cu cea de sub orizont şi, ca urmare, ziua şi noaptea au duratele egale. În zilele de echinocţii, în locul cu latitudinea geografică φ înălţimea Soarelui la amiază este h◉ = 90o– φ. În ziua solstiţiului de vară, în locul cu latitudinea geografică φ înălţimea Soarelui la amiază atinge valoarea maximă: hmax= 90o–φ + 23o26'. Aproximativ la 22 decembrie, Soarele, mişcânduse pe ecliptică, coboară sub ecuatorul ceresc cu 23o26'. În ziua solstiţiului de iarnă, în emisfera de nord a Pământului, cea mai mare parte a drumului diurn aparent al Soarelui se află sub orizont şi de aceea ziua aceasta este cea mai scurtă, iar noaptea – cea mai lungă din an. În locul cu latitudinea geografică φ, în ziua solstiţiului de iarnă înălţimea Soarelui la amiază este minimă: hmin= 90o–φ – 23o26'. În celelalte zile ale anului înălţimea Soarelui variază între valorile hmin şi hmax.
Coordonatele cerești orare. Coordonatele aces tui sistem sunt declinaţia, δ, și unghiul orar, t (fig. 8.18). Cercul mare al sferei cerești, PMP', care trece prin polii lumii și prin astrul M se numește cercul orar sau cercul de declinaţie al astrului M. Declinaţia, δ, a unui astru este unghiul dintre planul ecuatorului ceresc şi direcţia spre astru. Declinaţia măsurată la nord de ecua torul ceresc este considerată pozitivă, iar la sud de ecuator – negativă. Așadar, valorile declinaţiei sunt cuprinse între 0o și ±90o. Declinaţia e similară cu latitudinea geografică. Poziţia cercului orar al astrului este determinată de cea de a doua coordonată – unghiul orar, t. Unghiul orar, t, este unghiul diedru între planul meridianului ceresc şi planul cercului orar al astrului. Unghiul orar ia valori în limitele 0o–360o sau 0h–24h. Sistemul de coordonate cerești orare se folosește la măsurarea timpului. Sistemul de coordonate cerești ecuatoriale. Prima coor donată în acest sistem este aceeași declinaţie, δ. Cea de a doua coordonată este ascensia dreaptă, notată cu α, care e similară cu longitudinea geografică. Ascensia dreaptă, α, a unui astru M este unghiul dintre direcţia spre punctul vernal, , şi planul cercului orar al astrului. Această coordonată se măsoară de la punctul vernal, , până la cercul orar al astrului dat, în sens opus rota ţiei diurne a sferei cerești. Ascensia dreaptă mai frecvent se exprimă în unităţi de timp și poate lua valori cuprinse între 0h și 24h (fig. 8.18). Corespondenţa dintre unităţile de timp și cele unghiulare se stabilește ușor având în vedere că Pămân tul (și, aparent, sfera cerească cu stelele de pe ea) efectuează o rotaţie completă (360o) în 24 de ore. Deci în decurs de o oră sfera cerească se rotește cu 15o, în 4 min. – cu 1o ș.a.m.d. Sistemul de coordonate ecuatoriale este utilizat în astrometrie la întocmirea cataloagelor și a hărţi lor stelare. Ascensia dreaptă exprimată în unităţi de timp este indicată pe reţeaua de coordonate a hărţi lor stelare. • Culminaţia aştrilor. Fenomenul de trecere a unui astru prin meridianul ceresc se numește culminaţia astrului. Culminaţia este superioară atunci când astrul inter sec tează partea superioară a meridianului ceresc PZQSP' (fig. 8.15). Culminaţia este inferioară când astrul inter sec tează partea inferioară a meridianului ce resc, PNQ'Z'P'.
În cazul aștrilor care nu apun, ambele culminaţii sunt vizibile. Dacă aștrii răsar și apun, e vizibilă nu mai culminaţia superioară, cea inferioară având loc sub orizont. Culminaţiile aștrilor care nu răsar au loc sub orizont și deci nu sunt vizibile. Momentul culminaţiei superioare a Soarelui se numește amiază adevărată, iar momentul culminaţiei inferioare – miezul nopţii adevărat. • Echinocţiile şi solstiţiile. În mișcarea sa anuală aparentă pe ecliptică Soarele trece, la 21 martie, din emisfera de sud a sferei cerești în cea de nord, prin punctul vernal, (fig. 8.16). Aceasta este ziua echinocţiului de primăvară, când durata zilei este egală cu cea a nopţii. În ziua echinocţiu lui de toamnă,
la 23 septembrie, Soarele trece din emisfera de nord în cea de sud a cerului prin punctul autumnal, . Punctele eclipticei, situate la 90o de punctele echinocţiale, se numesc puncte solstiţiale, și '. În emisfera de nord a Pământului, Soarele este în punctul solsti ţiului de vară în jurul datei de 22 iunie, iar în punctul solsti ţiu lui de iarnă – în jurul datei de 21 decembrie.
130
e. mişcarea periodică a pământului şi a lunii. Fazele lunii. eclipsele de soare şi de lună • Mişcarea de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui. Pământul se mișcă în jurul Soare lui pe o orbită eliptică efectuând o rotaţie completă într-un an. Ca urmare, direcţia spre o stea apropiată se schimbă, astfel încât observatorului i se pare că steaua descrie în decursul anului o elipsă pe sfera cerească (fig. 8.19). Acest fenomen este numit paralaxă anuală. Paralaxa anuală a stelelor este o dova dă a mișcării de revoluţie a Pămân tului în jurul Soarelui. să ne amintim Succesiunea anotimpurilor. Observaţiile arată că polii cerești nu-și schimbă poziţia faţă de stele în decursul anului. De aici rezultă că axa de rotaţie a Pământului rămâne paralelă cu ea însăși în mișcarea lui de revoluţie în jurul Soarelui. Mișcarea Pământului în jurul Soarelui, înclinarea axei de rotaţie a Pământului faţă de planul orbitei cu 66o34' și faptul că unghiul de înclinaţie rămâne constant – toate acestea au drept consecinţă succesiunea anotimpurilor pe Pământ. • Mişcarea de rotaţie axială. Rotaţia Pământului în jurul axei sale poate fi pusă în evidenţă cu ajutorul unui pendul gravitaţional, experiment realizat pentru prima dată în 1851 de fizicianul francez Foucault (fig. 8.20). În câmpul de gravitaţie, pendulul are pro prie tatea de a-și păstra invariabilă orientarea în spaţiu a planului de oscilaţie. Dacă, de exemplu, pendulul lui Foucault osci lează la polul nord al Pămân tului în planul unui anumit meridian, observatorul peste un timp va constata că planul de oscilaţie al pendu lului s-a depla sat aparent în sensul rotaţiei ácelor de ceasornic, adică de la est spre vest. Dat fiind faptul că planul de oscilaţie al pendulului nu poate să-și schimbe direcţia, rezultă că în realitate Pământul se rotește de la vest spre est. Rotaţia Pământului în jurul axei sale se manifestă prin succesiunea zilelor și nopţilor. Ca urmare a rotaţiei Pământului, în zonele tropicale suflă mereu vânturi numite alizee, de la nord-est spre sud-vest în emi
Fig. 8.19. Paralaxa anuală
Stea apropiată
Paralaxă
Soarele Pământul
Fig. 8.20. Pendulul lui Foucault (Paris, Franța, a. 1851)
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Calculaţi înălţimea Soarelui la amiaza adevărată în zilele de echinocţii şi solstiţii la Chişinău. 2. Exprimaţi unghiul 28o54'37˝ în unităţi de timp. 3. Latitudinea geografică a oraşului Chişinău este φ = 47˚05'. Determinaţi distanţa unghiulară dintre zenit şi polul nord al cerului la Chişinău. 4. Oraşul Rio de Janeiro (Brazilia) are latitudinea geo grafică φ = – 23o03'. Care este unghiul dintre planul ecuatorului ceresc şi planul orizontului în acest oraş? 5. Azimutul unui astru este egal cu 45o, iar înălţimea – cu 60o. În ce parte a cerului trebuie căutat astrul?
6. În ce locuri de pe Pământ înălţimea aştrilor faţă de orizont nu variază în decursul zilei? 7. Cum se poate dovedi că axa de rotaţie a Pământului nuşi schimbă direcţia în spaţiu în decursul mişcării lui anuale? 8. În care zile ale anului Soarele se află pe ecuatorul ceresc? 9. Soarele este la 128o34'50˝ de punctul vernal. Cât este as censia dreaptă a Soare lui, exprimată în unităţi de timp? 10. Un elev sa născut la miezul nopţii când steaua θ din constelaţia Capricorn era în culminaţia superioară. În ce constelaţie se afla atunci Soarele?
131
Fig. 8.21. Succesiunea fazelor Lunii
sfera nordică și de la sud-est spre nord-vest în emisfera sudică. Datorită rotaţiei Pământului, în emisfera nordică malul drept al râurilor este mai abrupt din cauza eroziunii, iar în cea sudică – malul stâng. O altă dovadă a rotaţiei Pământului este devierea spre est a corpurilor în cădere. Astfel, un corp lăsat să cadă liber de pe un turn înalt va atinge solul într-un punct deplasat spre est față de peretele turnului. Numeroase cercetări au arătat că viteza unghiu lară de rotaţie a Pământului nu este constantă, adică rotaţia lui nu este uniformă. S-a con sta tat că are loc o încetinire seculară a rotaţiei ca urmare a frânării produse de mareele lunare și solare. • Mişcarea Lunii. Luna efectuează o mișcare de revoluţie în jurul Pămân tului pe o orbită eliptică în 27,32 de zile, această perioadă fiind numită lună siderală. În mișcarea sa de revoluţie, Luna se depla sează pe cer de la vest la est cu aproximativ 13o pe zi, trecând prin toate conste laţiile zodiacale. Întrucât orbita Lunii nu este circulară, distanţa de la Pământ la Lună variază de la 356 375 km în perigeu la 406 720 km în apogeu, distanţa medie fiind de 384 400 km. De asemenea, variază și diamet rul unghiular aparent al discului lunar – respectiv de la 33'29'' la 29'22''. Acest fapt determină tipul și durata eclipselor de Soare. • Fazele Lunii. Luna, ca și pla netele, nu are lumină proprie, ea este văzută datorită luminii Soarelui reflectată de ea. Ca urmare a mișcării sale de revoluţie, Luna își schimbă mereu poziţia faţă de Soare. De aceea aspec tul ei pe cer variază prezentând așa-numitele faze: lună nouă (1), primul pătrar (2), lună plină (3), ultimul pătrar (4) (fig. 8.21). Intervalul de timp dintre două faze consecutive de același fel, numit lună sinodică, este egal cu 29,53 de zile. Luna sino dică este cu 2,2 zile mai lungă decât luna siderală. Această diferenţă se explică prin faptul că în timpul unei rotaţii a Lunii în jurul Pământului, acesta, la rân dul său, se rotește în jurul Soarelui cu aproximativ 27o, parcurgând circa 1o pe zi. Pentru a re ve ni la aceeași poziţie faţă de Soare și Pământ, adică la aceeași fază, Luna are nevoie de 2,2 zile ca să parcurgă acest unghi (fig. 8.22). La câteva zile după faza de lună nouă, Luna poate fi văzută seara la vest sub forma unei seceri înguste luminoase în creștere. Partea neilumi nată de Soare a discului are o culoare cenușie, care se datorează luminii solare reflectate de suprafaţa terestră (fig. 8.23). Pentru un observator de pe Lună, Pământul, de ase menea, prezintă faze. Urmărind cu atenţie detaliile de pe discul lunar, se poate observa că acestea sunt mereu aceleași, de unde s-ar putea trage concluzia că Luna nu se rotește în jurul axei sale. În realitate lucrurile stau cu totul altfel: Luna este în mișcare de rotaţie în jurul axei proprii, însă perioada acestei mișcări este egală exact cu perioada de revoluţie a Lunii în jurul Pământului, adică cu 27,32 de zile. Drept consecinţă, Luna este orientată mereu cu aceeași faţă spre Pământ. • Eclipsele de Soare. Soarele este de circa 400 de ori mai mare în diametru decât Luna. În același timp, Soarele este aproximativ de 400 de Fig. 8.23. Lumina cenuşie a Lunii Fig. 8.22. Luna sinodică şi luna siderală Soarele Lună plină Lună plină Luna 29,d5 27,d3 Pământul 1 2 3 Spre o stea Spre aceeași stea
132
de circa 250 km. În timpul eclipsei de Soare, umbra Lunii se deplasează de la vest la est cu viteza de 0,5 km/s pe o distanţă de câteva mii de kilometri. Eclipsa totală de Soare poate fi observată numai în punctele de pe Pământ prin care trece pata de umbră a Lunii (A în fig. 8.24). În timpul eclipsei totale pe cer apar aștrii mai strălucitori. În zonele de penumbră (B și C în fig. 8.24) Luna acoperă doar o parte din discul solar și de pe Pământ se observă o eclipsă parţială de Soare. Dacă Luna în faza de lună nouă este în apogeul orbitei sale (la distanţa maximă de Pământ), iar Pămân tul – în periheliu (la distanţa minimă de Soare), atunci în timpul eclipsei discul lunar nu va acoperi în întregime discul Soarelui și se va produce o eclipsă inelară de Soare. Pe an pot avea loc 2-5 eclipse de Soare. În unul și același loc eclipsa totală poate avea loc o dată la circa 300 de ani. Eclipsele totale de Soare oferă astronomilor oportunitatea de a observa și cerceta coroana solară, adică partea exterioară a atmosferei solare. Printre astro no mii care și-au consacrat activitatea cercetării eclipselor solare se numără și astronomii basarabeni Nicolae Donici și Alexandru Deutsch. În prezent, astronomii pot să creeze arti ficial o eclipsă totală de Soare cu aju torul unui instrument numit coronograf (inventat în 1930 de Bernard Lyot). • Eclipsele de Lună. Atunci când Luna în faza de lună plină uneori intră în conul de umbră al Pă mântului, se produce o eclipsă de Lună (fig. 8.26). Eclipsele de Lună pot fi totale și parţiale. Umbra Pământului în spaţiu are forma unui con convergent, care la distanţa medie Pământ–Lună are în secţiune diametrul de 2,5 ori mai mare decât diametrul Lunii. De aceea eclipsele de Lună au durata destul de lungă. Astfel, dacă Luna în faza de lună plină se află în peri geul orbitei sale, iar Pământul este în afeliu, eclipsa totală de Lună va avea durata maxi mă de circa 1 oră 45 min. În timpul eclipsei totale discul lunar nu dispa re de pe cer, ci capătă o culoare roșiatică (fig. 8.27). Acest fenomen se explică prin faptul că razele albastre ale Soarelui sunt împrăștiate în atmosfera Pămân tului mai mult decât razele roșii care se refractă și pătrund în conul de umbră, luminând suprafaţa Lunii. În cazul când Luna intră numai parţial în conul de umbră al Pământu lui, se observă o eclipsă parţială de Lună. Fig. 8.26. Schema eclipsei totale de Lună
Soarele
LunaPământul
Fig. 8.25. Eclipsă totală de Soare
ori mai departe de Pământ ca Luna. În consecinţă, atunci când aceste corpuri se aliniază, Luna poate să acopere o parte sau tot discul solar și atunci are loc o eclipsă de Soare (fig. 8.24). Eclipsele de Soare se produc atunci când Luna este în faza de lună nouă. Dacă Luna în faza de lună nouă este în perigeul orbitei sale, adică la distanţa minimă de Pământ, iar Pământul în afeliu (la distanţa maximă de Soare), atunci se poate observa o eclipsă totală de Soare (cu durata maximă de 7 min. 40 s la ecuatorul Pământului) (fig. 8.25). La latitu dinea Chișinăului, durata medie a unei eclipse totale de Soare este de 2-2,5 min. Diametrul maxim al umbrei Lunii pe Pământ este
Fig. 8.24. Schema eclipsei totale de Soare
Soarele
Luna
Pământul
A B C
133
Fig. 8.27. Eclipsă totală de Lună (foto I. Nacu)
Eclipsele de Lună sunt vizibile de pe toată emi sfera Pământului, unde la momentul eclipsei Luna este deasupra orizontului. În timp de un an pot fi observate până la 3 eclipse de Lună. Încă în Anti chi tate s-a observat că eclipsele se repetă după 223 de luni sinodice sau 18 ani, 11 zile și 7 ore, perioadă numită saros, în decursul căreia au loc 71 de eclipse, inclusiv 43 de eclipse de Soare și 28 de eclipse de Lună. Sarosul permite prezicerea aproximativă a eclipselor.
f. timpul şi măsurarea lui. Calendarul Măsurarea timpului în astronomie este bazată pe observaţii efectuate asupra unor mișcări periodice: rotaţia Pământului în jurul axei sale, mișcarea de revoluţie a Pământului în jurul Soarelui și a Lunii în jurul Pământului. • Timpul solar mijlociu. În astronomie și în viaţa coti diană se folosește așa-numitul timp solar mijlociu. Unitatea de timp solar mijlociu este ziua solară mijlocie, care consti tuie intervalul de timp dintre două culminaţii consecutive inferioare ale soare lui ecuatorial mijlociu pe unul şi acelaşi meridian geografic. Ziua solară mijlocie începe la miezul nopţii mijlociu și este constantă pe parcur sul anului. Timpul solar mijlociu se notează cu Tm și este definit ca timpul măsurat de la momentul culminaţiei infe rioare a așa-numitului soare ecuatorial mijlociu până la orice alt moment, exprimat în fracţiuni de zi solară mijlocie. Pe meridianul dat, timpul solar mijlociu Tm este egal cu unghiul orar al soarelui mijlociu, tm, plus 12h, adică Tm=tm+12h.
La amiază, unghiul orar al Soarelui tm = 0h şi deci timpul solar mijlociu Tm = 12h. • Timpul local şi timpul universal. Timpul măsurat pe meridianul geografic dat este numit timp local (civil). Timpul solar mijlociu local al meridianului Green wich (iniţial) este numit timp universal, T0. Timpul local pe meridianul dat se poate exprima prin timpul universal și longitudinea geografică a locului: Tλ=T0±λ, unde „+” se ia pentru longitudinea estică și „–” pentru longitudinea vestică. În calen darele și anuarele astronomice momentul producerii evenimentelor astro nomice este indicat în timp universal.
e bine să mai ştiţi Soarele mijlo ciu ecuatorial este un punct fictiv ce se mişcă uniform pe ecuatorul ceresc, nu pe ecliptică, şi a cărui poziţie se calculează pe cale teoretică pentru orice moment de timp. Această noţiune a fost introdusă pentru a avea drept unitate de timp o zi solară constantă, deoarece ziua solară adevărată este variabilă.
1. Ar putea fi observată la Polul Nord o eclipsă de Soare/ o eclipsă de Lună la data de 15 iunie? la 15 decembrie? Argumentaţi. 2. Diametrul unghiular al Soarelui este de circa 0,5o şi e aproximativ egal cu cel al Lunii. Distanţa medie de la Pământ la Lună este de 384 400 km, iar la Soare de 149 600 000 km. Calculaţi de câte ori diametrul liniar al Soarelui e mai mare decât cel al Lunii. 3. Enumeraţi factorii care determină durata eclipselor de Soare şi de Lună. 4. În ce condiţii se poate produce o eclipsă inelară de Soare? 5. În ce direcţie se deplasează umbra Lunii pe suprafaţa terestră în timpul eclipselor de Soare?
6. Determinaţi durata unei eclipse de Soare observate de pe Lună. 7. De ce se interzice categoric observarea eclipselor de Soare direct prin telescop sau binoclu? Ce mijloace de protecţie a ochilor trebuie utilizate? 8. În care din fazele Lunii se pot observa cel mai bine prin telescop craterele şi alte formaţiuni de pe suprafaţa ei? Argumentaţi. 9. În ce fază e văzut Pământul de pe Lună, atunci când pe Pământ Luna este în faza de lună nouă? 10. De pe care planete ar putea fi observată partea invizibilă a Lunii? Argumentaţi. 11. Explicaţi culoarea roşiatică a discului lunar în timpul eclipsei totale de Lună.
Verificaţi-vă cunoştinţele
134
Fig. 8.28. Calendarul solar Maya
apliCaţii determinarea longitudinii geo grafice. Diferenţa dintre tim purile locale pe două meridiane, în unul şi acelaşi moment, este egală cu diferenţa longitudinilor geografice ale meridia nelor respec tive, exprimată în unităţi de timp. De exemplu, dacă meridianele 1 şi 2 au longi tudi nile λ1 şi λ2, atunci diferenţa de timp solar mijlociu pe ele este: Tm1–Tm2 = λ1– λ2. Această relaţie se poate folosi la determinarea longitudinii geogra fice a locului dat.
• Timpul fusului orar (legal). Utilizarea în viaţa cotidiană a timpului local ar fi foarte incomodă, pentru că el variază continuu de la un meridian la altul. De aceea în anul 1884 a fost propus un nou sistem de calcul al timpului având la bază așa-numitele fuse orare.
Globul pământesc este împărţit în 24 de fuse orare cu lăţimea de 15o (sau 1h) fiecare, numerotate de la 0 la 23. Meridianul de bază (central) al fusului zero este meridianul Greenwich. Timpul local al meridianului de bază al fusului orar cu numărul de ordine n este numit timp al fusului orar sau timp legal, Tn, şi este aplicat în limitele întregului fus orar considerat. Relaţia dintre timpul legal și timpul universal este Tn = T0+nh („+” – la est și „–” – la vest de Greenwich). Orașul Chișinău, având longitudinea
λ = 28o49', se află în fusul orar n = 2, deci pentru Chișinău relaţia dintre timpul legal și timpul universal este T2 =T0+2h. Pentru a economisi energia electrică și a utiliza la maximum lumina zilei, se intro duce așa-numita oră de vară: în ultima duminică a lunii martie ácele ceasornicului se mută cu o oră înainte. Timpul de vară (sau oficial) este egal cu timpul legal plus o oră: Tv = Tn + 1h. Pentru Chișinău Tv = T2 + 1h = T0+3h, adică vara diferenţa dintre ora Chișinăului și timpul universal este de 3 ore. Ora de vară se anulează în ultima duminică a lunii octombrie. La mijlocul secolului al XX-lea a fost introdusă scara strict uniformă de timp atomic internaţional. Ea se bazează pe un proces periodic natural de înaltă precizie – tranziţia de rezonanţă a atomului de ceziu între două niveluri energetice – și nu depinde de rotaţia Pământului. Drept unitate de timp se ia secunda atomică folosită în SI (Sistemul Internaţional). • Calendarul. Sistemul de calcul al intervalelor mari de timp este numit calendar. De-a lungul istoriei au fost întocmite și utilizate calendare care pot fi grupate în trei tipuri: solare, lunare și luni-solare. Unul dintre cele mai exacte calendare solare antice este consi derat Calendarul Maya (fig 8.28). La baza calendarului solar se află durata anului tro pic egală cu 365 de zile 5 ore 48 min. 46,1 s, iar la baza calendarului lunar – luna sinodică egală cu
29,5 zile. Calen darul luni-solar este bazat pe ambele aceste perioade. La întocmirea unui calendar se urmărește ca anul calendaristic să fie cât mai aproape de durata anu lui tropic și să conţină un număr întreg de zile solare.
e bine să mai ştiţi Calendarul iulian (stilul vechi). În anul 46 î.Hr., împăratul Iulius Caesar a realizat reforma calenda rului roman. Durata medie a anului a fost stabilită de 365 de zile şi 6 ore, adică foarte aproape de durata anului tropic. Pentru ca anul să aibă un număr întreg de zile, trei ani la rând erau consideraţi comuni, cu câte 365 de zile, iar al patrulea – bisect, cu 366 de zile. Anul este bisect dacă numă rul carel exprimă este divizibil exact cu 4. Prima lună din an era ianuarie. Acest calendar poartă numele de calendar iulian sau stil vechi. El a servit ca bază pentru calculele cro nologice. Anul iulian este cu 11 minute şi 13,9 secunde mai lung decât anul tropic. Ca urmare, la fiecare 128 de ani şi 68 de zile se acumulează o eroare de o zi. De aceea în secolul XVI eroarea calendarului iulian atinsese 10 zile. Acest fapt introducea o confuzie în aplicarea regulii de determinare a datei Paştelui, stabilite de Conciliul I ecumenic de la Niceea (a. 325 d.Hr.): Paştele creştin se sărbătoreşte în prima duminică după prima lună plină care are loc după ziua echinocţiului de primăvară, 21 martie. Aşadar, în secolul XVI reforma calendarului iulian devenise o problemă foarte actuală.
135
• Calendarul gregorian (stilul nou). În anul 1582, Papa Gregorius al XIII-lea a dispus reforma calen da rului iulian. În noul calendar a fost păstrată succesiunea anilor comuni de 365 de zile și a anilor bisecţi de 366 de zile din calendarul iulian, însă pentru a reduce diferenţa dintre anul iulian și durata anului tropic, a fost modificată regula de stabilire a anilor bisecţi cu referire la anii care exprimă secole. Anii seculari sunt consideraţi bisecţi numai dacă numărul care îi exprimă este divizibil exact cu 400. Astfel, anii 1700, 1800, 1900, 2100 devin comuni, în timp ce anii 2000, 2400, 2800 sunt bisecţi. În anul bisect luna februarie are 29 de zile.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Pentru a determina coordonatele navei, căpitanul a măsurat în ziua de 22 decembrie distanţa zenitală a Soarelui la amiaza adevărată, obţinând valoarea de 66o34'. La momentul observaţiei orologiul de timp universal (Greenwich) indica ora 10h54m. Determinaţi coordonatele geografice ale navei. 2. Ce dată după stilul vechi este la 1 martie 2011?
3. O aeronavă A340 are de parcurs distanţa de 6 400 km de la Philadelphia (SUA) la Frankfurt pe Main (Germa nia) cu viteza de 750 km/h, diferenţa de fus orar fiind 6h. Când va sosi aeronava la Frank furt, dacă ea a decolat de la Philadelphia în ziua de 3 august la ora 20h00m? 4. Va fi anul 2200 un an bisect după stilul nou? Dar după stilul vechi?
Niciun comentariu:
Trimiteți un comentariu