L'angle du soleil par rapport à l'horizon. Problèmes de l'Olympiade en géographie : altitude et latitude du soleil

φ = 90° - pôle Nord

Seulement au pôle, le jour et la nuit durent six mois. En un jour Equinoxe de Printemps Le soleil fait un cercle complet le long de l'horizon, puis chaque jour il s'élève plus haut en spirale, mais pas plus haut que 23°27 (par jour solstice d'été). Après cela, tour à tour, le Soleil redescend vers l'horizon. Sa lumière est réfléchie à plusieurs reprises par la glace et les monticules. Le jour de l'équinoxe d'automne, le Soleil fait à nouveau le tour de tout l'horizon et ses tours suivants s'enfoncent très progressivement de plus en plus profondément sous l'horizon. L'aube dure des semaines, voire des mois, se déplaçant à 360°. La Nuit Blanche s'assombrit progressivement et ce n'est qu'à l'approche du solstice d'hiver qu'elle devient sombre. Nous sommes au milieu de la nuit polaire. Mais le Soleil ne descend pas sous l'horizon en dessous de 23°27. La nuit polaire s'éclaircit progressivement et l'aube du matin s'éclaire.

φ = 80° - une des latitudes arctiques

Le mouvement du Soleil à la latitude φ = 80° est typique des zones situées au nord du cercle polaire arctique, mais au sud du pôle. Après l'équinoxe de printemps, les jours grandissent très vite et les nuits raccourcissent, la première période de nuits blanches commence - du 15 mars au 15 avril (1 mois). Puis le Soleil, au lieu de dépasser l'horizon, le touche au nord et se lève à nouveau, fait le tour du ciel en se déplaçant sur 360°. Le parallèle diurne est situé légèrement en angle par rapport à l'horizon, le Soleil culmine au-dessus de la pointe sud et descend vers le nord, mais ne dépasse pas l'horizon et ne le touche même pas, mais passe au-dessus de la pointe nord. et fait à nouveau une autre révolution quotidienne à travers le ciel. Ainsi, le Soleil monte en spirale de plus en plus haut jusqu’au solstice d’été, qui marque le milieu du jour polaire. Ensuite, les tours du mouvement quotidien du Soleil descendent de plus en plus bas. Lorsque le Soleil touchera l'horizon au point nord, se terminera la journée polaire, qui a duré 4,5 mois (du 16 avril au 27 août), et la deuxième période de nuits blanches commencera du 27 août au 28 septembre. Puis la durée des nuits augmente rapidement, les jours deviennent de plus en plus courts, car... les points de lever et de coucher du soleil se déplacent rapidement vers le sud et l'arc du parallèle quotidien au-dessus de l'horizon se raccourcit. Un des jours précédant le solstice d'hiver, le Soleil ne se lève pas au-dessus de l'horizon à midi et la nuit polaire commence. Le soleil, se déplaçant en spirale, s'enfonce de plus en plus profondément sous l'horizon. Le milieu de la nuit polaire correspond au solstice d’hiver. Après cela, le Soleil tourne à nouveau vers l’équateur. Par rapport à l'horizon, les tours de la spirale sont inclinés, de sorte que lorsque le Soleil se lève vers la partie sud de l'horizon, il devient clair, puis sombre à nouveau, et une lutte entre la lumière et l'obscurité se produit. À chaque révolution, le crépuscule diurne s'éclaircit et, enfin, le Soleil apparaît un instant au-dessus de l'horizon sud (!). Ce rayon tant attendu marque la fin de la nuit polaire, qui a duré 4,2 mois du 10 octobre au 23 février. Chaque jour, le Soleil s'attarde de plus en plus longtemps au-dessus de l'horizon, décrivant un arc de plus en plus grand. Plus la latitude est grande, plus les jours et les nuits polaires sont longs, et plus la période d'alternance quotidienne des jours et des nuits entre eux est courte. Sous ces latitudes, il y a un long crépuscule, parce que... Le soleil passe sous l'horizon avec un léger angle. Dans l’Arctique, le Soleil peut se lever à n’importe quel point de l’horizon est, du nord au sud, et également se coucher à n’importe quel point de l’horizon ouest. Ainsi, un navigateur qui croit que le Soleil se lève toujours à la pointe de l'Est et se couche à cette pointe risque de dévier de 90°.

φ = 66°33" - Cercle Arctique

La latitude φ = 66°33" est la latitude maximale séparant les zones dans lesquelles le Soleil se lève et se couche chaque jour des zones dans lesquelles on observe des jours polaires fusionnés et des nuits polaires fusionnées. A cette latitude en été, les points de lever et de lever du soleil sont le coucher du soleil se décale en « larges gradins » depuis les points est et ouest de 90° vers le nord, de sorte que le jour du solstice d'été, ils se rencontrent au point nord. Par conséquent, le Soleil, étant descendu jusqu'à l'horizon nord, se lève immédiatement à nouveau, de sorte que deux jours se fondent en un jour polaire continu (21 et 22 juin). Avant et après le jour polaire, il y a des périodes de nuits blanches. La première va du 20 avril au 20 juin (67 nuits blanches), la seconde est du 23 juin au 23 août (62 nuits blanches). Le jour du solstice d'hiver, les points de lever et de coucher du soleil se rejoignent au point sud. Il n'y a pas de jour entre deux nuits. La nuit polaire dure deux jours (22 décembre). 23) Entre le jour polaire et la nuit polaire, le Soleil se lève et se couche chaque jour, mais la durée des jours et des nuits change rapidement.

φ = 60° - latitude de Saint-Pétersbourg

Les fameuses nuits blanches sont observées avant et après le solstice d'été, lorsqu'« une aube s'empresse d'en remplacer une autre », c'est-à-dire La nuit, le soleil descend légèrement sous l'horizon, ses rayons illuminent donc l'atmosphère. Mais les habitants de Saint-Pétersbourg restent silencieux sur leurs « jours de pluie », lorsque le soleil, le jour du solstice d'hiver, se lève à midi à seulement 6°33" au-dessus de l'horizon. Les nuits blanches (crépuscule de navigation) de Saint-Pétersbourg sont particulièrement bien en combinaison avec son architecture et la Neva. Ils commencent vers le 11 mai et durent 83 jours jusqu'au 1er août. La période la plus claire se situe au milieu de l'intervalle - vers le 21 juin. Au cours de l'année, les points de lever et de coucher du soleil se déplacent le long de la horizon de 106°. Mais les nuits blanches ne sont pas observées seulement à Saint-Pétersbourg, et sur tout le parallèle φ = 60° et au nord jusqu'à φ = 90°, au sud de φ = 60° les nuits blanches deviennent plus courtes et plus sombres. Des nuits blanches similaires sont observées dans l’hémisphère sud, mais à la période opposée de l’année.

φ = 54°19" - latitude d'Oulianovsk

C'est la latitude d'Oulianovsk. Le mouvement du Soleil à Oulianovsk est typique de toutes les latitudes moyennes. Le rayon de la sphère représenté sur la figure est si grand que, en comparaison, la Terre ressemble à un point (symbolisé par l'observateur). La latitude géographique φ est donnée par la hauteur du pôle au-dessus de l'horizon, c'est-à-dire angle Pôle (P) - Observateur - Point Nord (N) à l'horizon. Le jour de l'équinoxe de printemps (21.03), le Soleil se lève exactement à l'est, se lève dans le ciel et se déplace vers le sud. Au-dessus du point sud se trouve la position la plus élevée du Soleil un jour donné - le point culminant supérieur, c'est-à-dire midi, puis il descend « en descente » et se couche exactement à l’ouest. Le mouvement ultérieur du Soleil se poursuit sous l'horizon, mais l'observateur ne le voit pas. À minuit, le Soleil atteint son point le plus bas sous le point nord, puis remonte vers l'horizon est. Le jour de l'équinoxe, la moitié du parallèle quotidien du Soleil est au-dessus de l'horizon (jour), l'autre moitié est au-dessous de l'horizon (nuit). Le lendemain, le Soleil ne se lève pas exactement au point de l'est, mais en un point légèrement décalé vers le nord, le parallèle diurne passe au-dessus du précédent, la hauteur du Soleil à midi est plus grande que le précédent. jour, le point de réglage est également décalé vers le nord. Ainsi, le parallèle journalier du Soleil n'est plus divisé en deux par l'horizon : la majeure partie est au-dessus de l'horizon, la plus petite partie est au-dessous de l'horizon. La moitié de l’été approche. Les points de lever et de coucher du soleil se déplacent de plus en plus vers le nord, une partie croissante du parallèle se trouve au-dessus de l'horizon, la hauteur du Soleil à midi augmente et le jour du solstice d'été (21.07 -22.07) à Oulianovsk atteint 59°08. ". Dans le même temps, les points de lever et de coucher du soleil sont décalés par rapport aux points de l'est et de l'ouest vers le nord de 43,5°. Après le solstice d'été, les parallèles journaliers du Soleil descendent jusqu'à l'équateur. Le jour du à l'équinoxe d'automne (23.09), le Soleil se lève et se couche à nouveau aux points est et ouest, passe le long de l'équateur. Par la suite, le Soleil descend progressivement jour après jour sous l'équateur, les points de lever et de coucher du soleil se déplaçant vers le sud jusqu'à l'hiver solstice (23 décembre) également de 43,5°. La plupart de des parallèles dans heure d'hiver est au-dessous de l'horizon. L'altitude de midi du Soleil diminue à 12°14". Le mouvement ultérieur du Soleil le long de l'écliptique se produit le long de parallèles, se rapprochant à nouveau de l'équateur, les points de lever et de coucher du soleil reviennent aux points de l'est et de l'ouest, les jours augmentent, le printemps revient ! Il est intéressant de noter qu'à Oulianovsk les points de lever du soleil se déplacent le long de l'horizon est à 87°. Les points de coucher du soleil « marchent » donc le long de l'horizon ouest. Le soleil se lève exactement à l'est et se couche exactement à l'ouest seulement deux fois par an. année - les jours des équinoxes. Ce dernier est vrai sur toute la surface de la Terre, à l'exception des pôles.

φ = 0° - Équateur terrestre

Le mouvement du Soleil au-dessus de l'horizon à différents moments de l'année pour un observateur situé aux latitudes moyennes (à gauche) et à l'équateur terrestre (à droite).

A l'équateur, le Soleil passe par le zénith deux fois par an, les jours des équinoxes de printemps et d'automne, c'est-à-dire Il y a deux « étés » à l’équateur, quand nous avons le printemps et l’automne. Le jour à l'équateur est toujours égal à la nuit (12 heures chacune). Les points de lever et de coucher du soleil se décalent légèrement des points est et ouest, pas plus de 23°27" vers le sud et d'autant vers le nord. Il n'y a pratiquement pas de crépuscule, une journée chaude et lumineuse cède brusquement la place à la nuit noire. .

φ = 23°27" - Tropique Nord

Le soleil se lève brusquement au-dessus de l'horizon, très chaud pendant la journée, puis descend brusquement sous l'horizon. Le crépuscule est court, les nuits sont très sombres. Le plus caractéristique c'est que le Soleil atteint son zénith une fois par an, au solstice d'été, à midi.

φ = -54°19" - latitude correspondant à Oulianovsk dans l'hémisphère sud

Comme dans tout l’hémisphère sud, le Soleil se lève à l’horizon est et se couche à l’horizon ouest. Après le lever du soleil, le Soleil se lève au-dessus de l'horizon nord à midi et descend sous l'horizon sud à minuit. Sinon, le mouvement du Soleil est similaire à son mouvement à la latitude d'Oulianovsk. Le mouvement du Soleil dans l’hémisphère sud est similaire au mouvement du Soleil aux latitudes correspondantes dans l’hémisphère nord. La seule différence est que depuis l'est, le Soleil se déplace vers l'horizon nord plutôt que vers l'horizon sud, culmine sur la pointe nord à midi et se couche ensuite également sur l'horizon ouest. Les saisons dans les hémisphères nord et sud sont opposées.

φ = 10° - une des latitudes de la zone chaude

Le mouvement du Soleil à une latitude donnée est typique de tous les endroits situés entre les tropiques nord et sud de la Terre. Ici, le Soleil passe par le zénith deux fois par an : le 16 avril et le 27 août, avec un intervalle de 4,5 mois. Les journées sont très chaudes, les nuits sont sombres et étoilées. Les jours et les nuits diffèrent peu en durée, il n'y a pratiquement pas de crépuscule, le soleil se couche sous l'horizon et il fait immédiatement nuit.

Le soleil est la principale source de chaleur et la seule étoile de notre planète. système solaire, qui, comme un aimant, attire toutes les planètes, satellites, astéroïdes, comètes et autres « habitants » de l’espace.

La distance entre le Soleil et la Terre est de plus de 149 millions de kilomètres. C'est cette distance de notre planète au Soleil qui est communément appelée unité astronomique.

Malgré sa distance importante, cette étoile a un impact énorme sur notre planète. Selon la position du Soleil sur Terre, le jour cède la place à la nuit, l'été vient remplacer l'hiver, et orages magnétiques et les choses les plus étonnantes se forment aurores. Et surtout, sans la participation du Soleil, le processus de photosynthèse, principale source d'oxygène, ne serait pas possible sur Terre.

Position du Soleil à différentes périodes de l'année

Notre planète se déplace autour d’une source céleste de lumière et de chaleur sur une orbite fermée. Ce chemin peut être schématiquement représenté comme une ellipse allongée. Le Soleil lui-même n’est pas situé au centre de l’ellipse, mais plutôt sur le côté.

La Terre s'approche et s'éloigne alternativement du Soleil, complétant une orbite complète en 365 jours. Notre planète est la plus proche du soleil en janvier. A l’heure actuelle, la distance est réduite à 147 millions de km. Le point de l’orbite terrestre le plus proche du Soleil est appelé « périhélie ».

Plus la Terre est proche du Soleil, plus le pôle Sud est illuminé et l'été commence dans les pays de l'hémisphère sud.

À l'approche de juillet, notre planète s'éloigne le plus possible de étoile principale Système solaire. Durant cette période, la distance est de plus de 152 millions de km. Le point de l’orbite terrestre le plus éloigné du Soleil est appelé aphélie. Plus le globe est éloigné du Soleil, plus les pays de l’hémisphère nord reçoivent de la lumière et de la chaleur. Puis l'été arrive ici et, par exemple, en Australie et dans la Young America, l'hiver règne.

Comment le Soleil illumine la Terre à différents moments de l'année

Illumination de la Terre par le Soleil en temps différent Les années dépendent directement de la distance de notre planète à une période de temps donnée et de quel « côté » la Terre est tournée vers le Soleil à ce moment-là.

Le facteur le plus important influençant le changement des saisons est l’axe de la Terre. Notre planète, tournant autour du Soleil, parvient en même temps à tourner autour de son propre axe imaginaire. Cet axe est situé à un angle de 23,5 degrés par rapport au corps céleste et s'avère toujours dirigé vers l'étoile polaire. Demi-tour complet l'axe de la Terre prend 24 heures. La rotation axiale assure également le changement de jour et de nuit.

À propos, si cet écart n'existait pas, les saisons ne se remplaceraient pas, mais resteraient constantes. C'est-à-dire que quelque part régnerait un été constant, dans d'autres régions il y aurait un printemps constant, un tiers de la terre serait toujours arrosé par les pluies d'automne.

L'équateur terrestre est sous les rayons directs du Soleil les jours de l'équinoxe, tandis que les jours du solstice, le soleil à son zénith sera à une latitude de 23,5 degrés, se rapprochant progressivement de la latitude zéro pendant le reste de l'année. c'est à dire. à l'équateur. Les rayons du soleil tombant verticalement apportent plus de lumière et de chaleur, ils ne sont pas dispersés dans l'atmosphère. Par conséquent, les habitants des pays situés sur l’équateur ne connaissent jamais le froid.

Poteaux globe se retrouvent alternativement dans les rayons du Soleil. Ainsi, aux pôles, le jour dure la moitié de l’année et la nuit la moitié de l’année. Lorsque le pôle Nord est illuminé, le printemps commence dans l'hémisphère nord, laissant place à l'été.

Au cours des six mois suivants, la situation change. Le pôle Sud se trouve face au Soleil. Désormais, l'été commence dans l'hémisphère sud et l'hiver règne dans les pays de l'hémisphère nord.

Deux fois par an, notre planète se trouve dans une position où les rayons du soleil illuminent sa surface de manière égale, du Grand Nord au pôle Sud. Ces jours sont appelés équinoxes. Le printemps est célébré le 21 mars, l'automne le 23 septembre.

Deux autres jours de l'année sont appelés solstice. À ce moment-là, le Soleil est soit le plus haut possible au-dessus de l'horizon, soit le plus bas possible.

Dans l'hémisphère nord, le 21 ou le 22 décembre marque la nuit la plus longue de l'année : le solstice d'hiver. Et le 20 ou 21 juin, au contraire, le jour est le plus long et la nuit est la plus courte - c'est le jour du solstice d'été. Dans l’hémisphère sud, c’est le contraire qui se produit. Là en décembre longues journées, et en juin les nuits sont longues.

Mouvement annuel apparent du Soleil

En raison de la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil dans le sens d'Ouest en Est, il nous semble que le Soleil se déplace parmi les étoiles d'Ouest en Est le long de grand cercle sphère céleste, appelée écliptique, d'une durée de 1 an . Le plan de l'écliptique (le plan de l'orbite terrestre) est incliné par rapport au plan de l'équateur céleste (ainsi que terrestre) selon un angle. Cet angle est appelé inclinaison de l'écliptique.

La position de l'écliptique sur la sphère céleste, c'est-à-dire les coordonnées équatoriales des points de l'écliptique et son inclinaison par rapport à l'équateur céleste, sont déterminées à partir d'observations quotidiennes du Soleil. En mesurant la distance (ou hauteur) zénithale du Soleil au moment de son point culminant supérieur à la même latitude géographique,

,	(6.1)
,	(6.2)

On peut établir que la déclinaison du Soleil tout au long de l'année varie de à . Dans ce cas, l'ascension directe du Soleil varie tout au long de l'année de à, ou de à.

Examinons de plus près le changement des coordonnées du Soleil.

À ce point Equinoxe de Printemps^, que le Soleil passe chaque année le 21 mars, l'ascension droite et la déclinaison du Soleil sont nulles. Puis, chaque jour l’ascension droite et la déclinaison du Soleil augmentent.

À ce point solstice d'été a, là où le Soleil tombe le 22 juin, son ascension droite est de 6 h, et la déclinaison atteint valeur maximum+ . Après cela, la déclinaison du Soleil diminue, mais l'ascension droite continue d'augmenter.

Quand le Soleil pointe le bout de son nez le 23 septembre équinoxe d'automne d, son ascension droite deviendra égale à , et sa déclinaison redeviendra nulle.

De plus, l'ascension droite, continuant à augmenter, au point solstice d'hiver g, là où le Soleil frappe le 22 décembre, devient égal et la déclinaison atteint sa valeur minimale - . Après cela, la déclinaison augmente et, au bout de trois mois, le Soleil revient au point de l'équinoxe de printemps.

Considérons le changement de position du Soleil dans le ciel tout au long de l'année pour les observateurs situés dans différents lieuxà la surface de la Terre.

Le pôle nord de la Terre, le jour de l'équinoxe de printemps (21.03), le Soleil fait le tour de l'horizon. (Rappelons qu'au pôle Nord de la terre, il n'y a pas de phénomène de lever et de coucher des luminaires, c'est-à-dire qu'un luminaire se déplace parallèlement à l'horizon sans le traverser). Cela marque le début de la journée polaire au pôle Nord. Le lendemain, le Soleil, s'étant légèrement levé le long de l'écliptique, décrira un cercle parallèle à l'horizon à une altitude légèrement plus élevée. Chaque jour, il augmentera de plus en plus. Hauteur maximale Le soleil atteindra le jour du solstice d'été (22/06) - . Après cela, une lente diminution de l’altitude commencera. Le jour de l'équinoxe d'automne (23 septembre), le Soleil sera de nouveau sur l'équateur céleste, qui coïncide avec l'horizon du pôle Nord. Après avoir fait ce jour-là un cercle d'adieu le long de l'horizon, le Soleil descend sous l'horizon (sous l'équateur céleste) pendant six mois. La journée polaire, qui a duré six mois, est terminée. La nuit polaire commence.

Pour un observateur situé sur cercle polaire Le Soleil atteint son apogée à midi le jour du solstice d'été. L'altitude du Soleil à minuit ce jour-là est de 0°, c'est-à-dire que le Soleil ne se couche pas ce jour-là. Ce phénomène est généralement appelé journée polaire.

Le jour du solstice d'hiver, sa hauteur à midi est minime, c'est-à-dire que le Soleil ne se lève pas. On l'appelle nuit polaire. La latitude du cercle polaire arctique est la plus petite de l'hémisphère nord de la Terre, où sont observés les phénomènes polaires diurnes et nocturnes.

Pour un observateur situé sur tropiques du nord, Le soleil se lève et se couche chaque jour. Le Soleil atteint sa hauteur maximale à midi au-dessus de l'horizon le jour du solstice d'été - ce jour-là, il passe le point zénith (). Le Tropique du Nord est le parallèle le plus septentrional où le Soleil est à son zénith. L'altitude minimale de midi, , se produit au solstice d'hiver.

Pour un observateur situé sur équateur, absolument tous les luminaires se couchent et se lèvent. De plus, tout luminaire, y compris le Soleil, passe exactement 12 heures au-dessus de l'horizon et 12 heures sous l'horizon. Cela signifie que la durée du jour est toujours égale à la durée de la nuit – 12 heures chacune. Deux fois par an - les jours d'équinoxe - l'altitude du Soleil à midi atteint 90°, c'est-à-dire qu'il passe par le point zénithal.

Pour un observateur situé sur latitude de Sterlitamak, c'est-à-dire que dans la zone tempérée, le Soleil n'est jamais à son zénith. Il atteint son apogée le 22 juin à midi, jour du solstice d'été. Le jour du solstice d'hiver, le 22 décembre, sa hauteur est minime - .

Formulons donc les signes astronomiques suivants des ceintures thermiques :

1. Dans les zones froides (des cercles polaires aux pôles de la Terre), le Soleil peut être à la fois un luminaire non couchant et non levant. Le jour et la nuit polaires peuvent durer de 24 heures (aux cercles polaires nord et sud) à six mois (aux pôles nord et sud de la Terre).

2.B les zones tempérées(des tropiques du nord et du sud jusqu'aux cercles polaires nord et sud) Le soleil se lève et se couche chaque jour, mais n'est jamais à son zénith. En été, le jour est plus long que la nuit, et en hiver, c'est l'inverse.

3. Dans la zone chaude (du tropique nord au tropique sud), le Soleil se lève et se couche toujours. Le Soleil est à son zénith d'une fois - dans les tropiques du nord et du sud, à deux fois - à d'autres latitudes de la ceinture.

Le changement régulier des saisons sur Terre est la conséquence de trois raisons : la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil, l'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport au plan de l'orbite terrestre (le plan de l'écliptique) et le maintien de la direction de l'axe de la Terre. dans l'espace sur de longues périodes. Grâce à l'action combinée de ces trois causes, le mouvement annuel apparent du Soleil se produit le long de l'écliptique, incliné par rapport à l'équateur céleste, et donc la position de la trajectoire journalière du Soleil au-dessus de l'horizon. des endroits variés la surface de la terre change tout au long de l'année et, par conséquent, les conditions de leur éclairage et de leur chauffage par le Soleil changent.

Le chauffage inégal par le Soleil de zones de la surface terrestre avec des latitudes géographiques différentes (ou des mêmes zones à différentes périodes de l'année) est facilement déterminé par un simple calcul. Désignons par la quantité de chaleur transférée à une unité de surface de la surface terrestre par les rayons solaires tombant verticalement (Soleil au zénith). Ensuite, à une distance zénithale différente du Soleil, la même unité de surface recevra la quantité de chaleur

(6.3)

En substituant dans cette formule les valeurs du Soleil à midi vrai à différents jours de l'année et en divisant les égalités résultantes les unes par les autres, vous pouvez trouver le rapport de la quantité de chaleur reçue du Soleil à midi ces jours de l'année.

Tâches:

1. Calculez l'inclinaison de l'écliptique et déterminez les coordonnées équatoriales et écliptiques de ses points principaux à partir de la distance zénithale mesurée. Le Soleil à son plus haut point culminant les jours des solstices :

2. Déterminez l'inclinaison de la trajectoire annuelle apparente du Soleil par rapport à l'équateur céleste sur les planètes Mars, Jupiter et Uranus.

3. Déterminez l'inclinaison de l'écliptique il y a environ 3000 ans, si, selon des observations faites à cette époque dans l'hémisphère nord de la Terre, l'altitude du Soleil à midi le jour du solstice d'été était de +63〫48ʹ. , et le jour du solstice d’hiver +16〫00ʹ au sud du zénith.

4. D'après les cartes de l'atlas des étoiles de l'académicien A.A. Mikhailov pour établir les noms et les limites des constellations zodiacales, indiquer celles d'entre elles dans lesquelles se trouvent les points principaux de l'écliptique et déterminer la durée moyenne du mouvement du Soleil dans le contexte de chaque constellation zodiacale.

5. À l'aide d'une carte mobile du ciel étoilé, déterminez les azimuts des points et les heures de lever et de coucher du soleil, ainsi que la durée approximative du jour et de la nuit à la latitude géographique de Sterlitamak les jours des équinoxes et des solstices.

6. Calculez les hauteurs du Soleil à midi et minuit pour les jours des équinoxes et des solstices à : 1) Moscou ; 2) Tver ; 3) Kazan ; 4) Omsk ; 5) Novossibirsk ; 6) Smolensk ; 7) Krasnoïarsk ; 8) Volgograd.

7. Calculer le rapport des quantités de chaleur reçues à midi du Soleil les jours des solstices par des sites identiques en deux points de la surface terrestre situés à la latitude : 1) +60〫30ʹ et à Maykop ; 2) +70〫00ʹ et à Grozny ; 3) +66〫30ʹ et à Makhatchkala ; 4) +69〫30ʹ et à Vladivostok ; 5) +67〫30ʹ et à Makhachkala ; 6) +67〫00ʹ et à Yuzhno-Kurilsk ; 7) +68〫00ʹ et à Ioujno-Sakhalinsk ; 8) +69〫00ʹ et à Rostov-sur-le-Don.

Lois de Kepler et configurations planétaires

Sous l'influence de l'attraction gravitationnelle vers le Soleil, les planètes tournent autour de lui sur des orbites elliptiques légèrement allongées. Le Soleil est situé sur l'un des foyers de l'orbite elliptique de la planète. Ce mouvement obéit aux lois de Kepler.

La magnitude du demi-grand axe de l'orbite elliptique d'une planète est également la distance moyenne de la planète au Soleil. En raison de petites excentricités et de petites inclinaisons des orbites planètes majeures, lors de la résolution de nombreux problèmes, il est possible de supposer approximativement que ces orbites sont circulaires avec un rayon et se situent pratiquement dans le même plan - dans le plan de l'écliptique (le plan de l'orbite terrestre).

D’après la troisième loi de Kepler, si et sont respectivement les périodes sidérales de révolution d’une certaine planète et de la Terre autour du Soleil, et et sont les demi-grands axes de leurs orbites, alors

Ici, les périodes de révolution de la planète et de la Terre peuvent être exprimées dans n'importe quelle unité, mais les dimensions doivent être les mêmes. Une déclaration similaire est vraie pour les demi-grands axes et.

Si l'on prend 1 année tropicale ( – la période de révolution de la Terre autour du Soleil) comme unité de mesure du temps, et 1 unité astronomique () comme unité de mesure de distance, alors la troisième loi de Kepler (7.1) peut être réécrit comme

où est la période sidérale de révolution de la planète autour du Soleil, exprimée en jours solaires moyens.

Évidemment, pour la Terre, la vitesse angulaire moyenne est déterminée par la formule

Si nous prenons les vitesses angulaires de la planète et de la Terre comme unité de mesure et que les périodes orbitales sont mesurées en années tropicales, alors la formule (7.5) peut s'écrire sous la forme

Moyenne vitesse linéaire Le mouvement de la planète en orbite peut être calculé à l'aide de la formule

La valeur moyenne de la vitesse orbitale de la Terre est connue et est de . En divisant (7.8) par (7.9) et en utilisant la troisième loi de Kepler (7.2), nous trouvons la dépendance à

Le signe "-" correspond à interne ou les planètes inférieures (Mercure, Vénus), et « + » – externe ou supérieur (Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune). Dans cette formule, ils sont exprimés en années. Si nécessaire, les valeurs trouvées peuvent toujours être exprimées en jours.

La position relative des planètes est facilement déterminée par leurs coordonnées sphériques écliptiques héliocentriques, dont les valeurs pour différents jours de l'année sont publiées dans les annuaires astronomiques, dans un tableau appelé « longitudes héliocentriques des planètes ».

Le centre de ce système de coordonnées (Fig. 7.1) est le centre du Soleil et le cercle principal est l'écliptique dont les pôles sont espacés de 90º.

Les grands cercles tracés à travers les pôles de l'écliptique sont appelés cercles de latitude écliptique, selon eux est mesuré à partir de l'écliptique latitude écliptique héliocentrique, qui est considéré comme positif dans l’hémisphère nord de l’écliptique et négatif dans l’hémisphère sud de l’écliptique de la sphère céleste. Longitude écliptique héliocentrique est mesuré le long de l'écliptique à partir du point de l'équinoxe vernal ¡ dans le sens inverse des aiguilles d'une montre jusqu'à la base du cercle de latitude de l'astre et a des valeurs allant de 0º à 360º.

En raison de la faible inclinaison des orbites des grandes planètes par rapport au plan de l'écliptique, ces orbites sont toujours situées à proximité de l'écliptique, et en première approximation, leur longitude héliocentrique peut être considérée, déterminant la position de la planète par rapport au Soleil uniquement par sa longitude écliptique héliocentrique.

Riz. 7.1. Système de coordonnées célestes écliptiques

Considérons les orbites de la Terre et de certaines planètes intérieures (Fig. 7.2), en utilisant système de coordonnées écliptiques héliocentrique. Dans celui-ci, le cercle principal est l'écliptique et le point zéro est le point d'équinoxe vernal ^. La longitude héliocentrique écliptique de la planète est comptée à partir de la direction « Soleil – équinoxe vernal ^ » jusqu'à la direction « Soleil – planète » dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. Pour simplifier, nous supposerons que les plans orbitaux de la Terre et de la planète coïncident et que les orbites elles-mêmes sont circulaires. La position de la planète sur son orbite est alors donnée par sa longitude héliocentrique écliptique.

Si le centre du système de coordonnées écliptiques est aligné avec le centre de la Terre, alors ce sera système de coordonnées écliptiques géocentriques. Alors l'angle entre les directions « centre de la Terre - point de l'équinoxe de printemps ^ » et « centre de la Terre - planète » est appelé longitude géocentrique de l'écliptique planètes Longitude écliptique héliocentrique de la Terre et longitude écliptique géocentrique du Soleil, comme le montre la Fig. 7.2 sont liés par la relation :

Nous appellerons configuration les planètes sont des positions relatives fixes de la planète, de la Terre et du Soleil.

Considérons séparément les configurations des systèmes internes et planètes extérieures.

Riz. 7.2. Systèmes héliocentriques et géocentriques
coordonnées écliptiques

Il existe quatre configurations de planètes intérieures : connexion inférieure(n.s.), connexion supérieure(contre.), plus grand allongement vers l'ouest(n.s.e.) et plus grand allongement vers l'est(n.v.e.).

En conjonction inférieure (NC), la planète intérieure se trouve sur la ligne reliant le Soleil et la Terre, entre le Soleil et la Terre (Fig. 7.3). Pour un observateur terrestre, à ce moment-là, la planète intérieure « se connecte » au Soleil, c'est-à-dire qu'elle est visible sur le fond du Soleil. Dans ce cas, les longitudes géocentriques écliptiques du Soleil et de la planète intérieure sont égales, soit : .

Près de la conjonction inférieure, la planète se déplace dans le ciel selon un mouvement rétrograde près du Soleil ; elle est au-dessus de l'horizon le jour, près du Soleil, et il est impossible de l'observer en regardant quoi que ce soit à sa surface. C'est très rare de voir quelque chose d'unique phénomène astronomique– passage de la planète intérieure (Mercure ou Vénus) à travers le disque du Soleil.

Riz. 7.3. Configurations des planètes intérieures

Étant donné que la vitesse angulaire de la planète intérieure est supérieure à la vitesse angulaire de la Terre, après un certain temps, la planète se déplacera vers une position dans laquelle les directions « planète-Soleil » et « planète-Terre » diffèrent (Fig. 7.3). Pour un observateur sur Terre, la planète est éloignée du disque solaire à son angle maximum, ou on dit que la planète est à ce moment dans sa plus grande élongation (distance au Soleil). Il existe deux plus grands allongements de la planète intérieure : occidental(n.s.e.) et est(n.v.e.). Au plus grand allongement vers l'ouest (), la planète se couche sous l'horizon et se lève plus tôt que le Soleil. Cela signifie qu’il peut être observé le matin, avant le lever du soleil, dans le ciel oriental. On l'appelle visibilité le matin planètes.

Après avoir parcouru le plus grand allongement occidental, le disque de la planète commence à se rapprocher du disque du Soleil sur la sphère céleste jusqu'à ce que la planète disparaisse derrière le disque du Soleil. Cette configuration, lorsque la Terre, le Soleil et la planète se trouvent sur la même ligne droite et que la planète est derrière le Soleil, est appelée connexion supérieure(vs) planètes. Les observations de la planète intérieure ne peuvent pas être réalisées pour le moment.

Après une conjonction supérieure, la distance angulaire entre la planète et le Soleil commence à augmenter, atteignant sa valeur maximale au plus grand allongement oriental (CE). Dans le même temps, la longitude écliptique héliocentrique de la planète est supérieure à celle du Soleil (et la longitude géocentrique, au contraire, est inférieure). La planète dans cette configuration se lève et se couche plus tard que le Soleil, ce qui permet de l'observer le soir après le coucher du soleil ( visibilité le soir).

En raison de l'ellipticité des orbites des planètes et de la Terre, l'angle entre les directions vers le Soleil et vers la planète la plus allongée n'est pas constant, mais varie dans certaines limites, pour Mercure - de à , pour Vénus - de à .

Les plus grands allongements sont les moments les plus propices à l’observation des planètes intérieures. Mais comme même dans ces configurations Mercure et Vénus ne s'éloignent pas beaucoup du Soleil sur la sphère céleste, elles ne peuvent pas être observées pendant toute la nuit. La durée de visibilité du soir (et du matin) pour Vénus ne dépasse pas 4 heures et pour Mercure - pas plus de 1,5 heure. On peut dire que Mercure est toujours « baignée » par les rayons du soleil – il faut l’observer soit immédiatement avant le lever du soleil, soit immédiatement après le coucher du soleil, dans un ciel lumineux. La luminosité apparente (magnitude) de Mercure varie avec le temps, allant de à . La magnitude apparente de Vénus varie de à . Vénus est l'objet le plus brillant du ciel après le Soleil et la Lune.

Les planètes extérieures ont également quatre configurations (Fig. 7.4) : composé(Avec.), affrontement(P.), est Et quadrature ouest(Z.Q. et Q.Q.).

Riz. 7.4. Configurations de planètes extérieures

Dans la configuration de conjonction, la planète extérieure est située sur la ligne reliant le Soleil et la Terre, derrière le Soleil. Pour l’instant, il n’est pas possible de l’observer.

Puisque la vitesse angulaire de la planète extérieure est inférieure à celle de la Terre, mouvement relatif les planètes de la sphère céleste seront rétrogrades. Dans le même temps, elle se déplacera progressivement vers l’ouest du Soleil. Lorsque la distance angulaire de la planète extérieure au Soleil atteint , elle tombera dans la configuration de la « quadrature occidentale ». Dans ce cas, la planète sera visible dans le ciel oriental pendant toute la seconde moitié de la nuit jusqu’au lever du soleil.

Dans la configuration « opposition », parfois aussi appelée « opposition », la planète est située dans le ciel depuis le Soleil par , puis

La planète située dans la quadrature orientale peut être observée du soir à minuit.

Les conditions les plus favorables pour observer les planètes extérieures se situent à l’époque de leur opposition. A cette époque, la planète est disponible pour l’observation toute la nuit. En même temps, il est aussi proche que possible de la Terre et possède le plus grand diamètre angulaire et une luminosité maximale. Il est important pour les observateurs que toutes les planètes supérieures atteignent leur plus grande hauteur au-dessus de l'horizon lors des oppositions hivernales, lorsqu'elles se déplacent dans le ciel dans les mêmes constellations où se trouve le Soleil en été. Confrontations estivales en cours latitudes septentrionales se produisent bas au-dessus de l’horizon, ce qui peut rendre les observations très difficiles.

Lors du calcul de la date d'une configuration particulière d'une planète, sa position par rapport au Soleil est représentée sur un dessin dont le plan est considéré comme le plan de l'écliptique. La direction vers le point d'équinoxe vernal ^ est choisie arbitrairement. Si un jour de l'année est indiqué pour lequel la longitude écliptique héliocentrique de la Terre a une certaine valeur, alors l'emplacement de la Terre doit d'abord être noté sur le dessin.

La valeur approximative de la longitude écliptique héliocentrique de la Terre est très facile à trouver à partir de la date d'observation. Il est facile de voir (Fig. 7.5) que, par exemple, le 21 mars, en regardant de la Terre vers le Soleil, nous regardons le point d'équinoxe de printemps ^, c'est-à-dire que la direction « Soleil - point d'équinoxe de printemps » diffère de la direction « Soleil - Terre » par , ce qui signifie que la longitude écliptique héliocentrique de la Terre est . En regardant le Soleil le jour de l'équinoxe d'automne (23 septembre), on le voit en direction du point d'équinoxe d'automne (sur le dessin il est diamétralement opposé au point ^). Dans le même temps, la longitude écliptique de la Terre est . De la fig. 7.5, il est clair que le jour du solstice d'hiver (22 décembre) la longitude écliptique de la Terre est , et le jour du solstice d'été (22 juin) - .

Riz. 7.5. Longitudes héliocentriques de l'écliptique terrestre
V jours différents de l'année

Les tâches de l'Olympiade en géographie nécessitent que l'étudiant soit bien préparé dans la matière. L'altitude du Soleil, la déclinaison et la latitude d'un lieu sont liées par des relations simples. Pour résoudre les problèmes de détermination de la latitude géographique, il faut connaître la dépendance de l'angle d'incidence des rayons du soleil sur la latitude de la zone. La latitude à laquelle se situe la zone détermine le changement de la hauteur du soleil au-dessus de l'horizon tout au long de l'année.

Sur quel parallèle : 50 N ; 40 N ; sous les tropiques du sud ; à l'équateur ; 10 S Le soleil sera plus bas au-dessus de l’horizon à midi au solstice d’été. Justifiez votre réponse.

1) Le 22 juin, le soleil est à son zénith au-dessus de 23,5 de latitude nord. et le soleil sera plus bas au-dessus du parallèle le plus éloigné du tropique nord.

2) Ce seront les tropiques du sud, parce que... la distance sera de 47.

Sur quel parallèle : 30 N ; 10 N ; équateur; 10 heures, 30 heures le soleil sera à midi plus haut au-dessus de l'horizon au solstice d'hiver. Justifiez votre réponse.

2) L'altitude du soleil à midi à n'importe quel parallèle dépend de la distance par rapport au parallèle où le soleil est à son zénith ce jour-là, c'est-à-dire 23,5 S

A) 30 S - 23,5 S = 6,5 S

B) 10 - 23,5 = 13,5

Sur quel parallèle : 68 N ; 72N ; 71 S ; 83 S - la nuit polaire est-elle plus courte ? Justifiez votre réponse.

La durée de la nuit polaire passe de 1 jour (au parallèle 66,5 N) à 182 jours au pôle. La nuit polaire est plus courte au parallèle 68 N,

Dans quelle ville : Delhi ou Rio de Janeiro le soleil est-il plus haut au-dessus de l'horizon à midi de l'équinoxe de printemps ?

2) Plus proche de l'équateur de Rio de Janeiro car Sa latitude est de 23 S et Delhi est de 28.

Cela signifie que le soleil est plus haut à Rio de Janeiro.

Définir latitude géographique point, si l'on sait que les jours d'équinoxe, le soleil de midi se tient là au-dessus de l'horizon à une altitude de 63 (l'ombre des objets tombe vers le sud.) Notez l'avancement de la solution.

Formule pour déterminer la hauteur du soleil H

où Y est la différence de latitude entre le parallèle où le soleil est à son zénith un jour donné et

le parallèle souhaité.

90 - (63 - 0) = 27S.

Déterminez la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon le jour du solstice d'été à midi à Saint-Pétersbourg. À quel autre endroit ce jour-là le Soleil sera-t-il à la même hauteur au-dessus de l’horizon ?

1) 90 - (60 - 23,5) = 53,5

2) La hauteur à midi du Soleil au-dessus de l'horizon est la même sur les parallèles situées à la même distance du parallèle où le Soleil est à son zénith. Saint-Pétersbourg est à 60 - 23,5 = 36,5 du tropique nord

A cette distance du tropique nord il y a un parallèle 23,5 - 36,5 = -13

Ou 13 S.

Définir coordonnées géographiques le point du globe où le Soleil sera à son zénith lorsque Londres célébrera le Nouvel An. Écrivez vos pensées.

Du 22 décembre au 21 mars, pass 3 mois ou 90 jours. Pendant ce temps, le Soleil se déplace vers 23,5. Le Soleil se déplace de 7,8 en un mois. En une journée 0,26.

23,5 - 2,6 = 21 S.

Londres est située sur le premier méridien. En ce moment où Londres fait la fête Nouvelle année(0 heures) le soleil est à son zénith au-dessus du méridien opposé, c'est-à-dire 180. Cela signifie que les coordonnées géographiques du point souhaité sont

28 S. 180 E. d. ou h. d.

Comment la durée du jour du 22 décembre à Saint-Pétersbourg changera-t-elle si l'angle d'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan orbital augmente jusqu'à 80. Notez votre réflexion.

1) Par conséquent, le cercle polaire arctique en aura 80, le cercle nord s'éloignera de celui existant de 80 - 66,5 = 13,5

Déterminez la latitude géographique d'un point d'Australie si l'on sait que le 21 septembre à midi, heure solaire locale, la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon est de 70 . Écrivez votre raisonnement.

90 - 70 = 20 S

Si la Terre arrêtait de tourner autour de son propre axe, il n’y aurait aucun changement de jour et de nuit sur la planète. Nommez trois autres changements dans la nature de la Terre en l’absence de rotation axiale.

a) la forme de la Terre changerait, puisqu'il n'y aurait pas de compression polaire

b) il n'y aurait pas de force de Coriolis - l'effet de déviation de la rotation de la Terre. Les alizés auraient une direction méridionale.

c) il n'y aurait pas de flux et de reflux

Déterminez à quels parallèles le jour du solstice d'été le Soleil se trouve au-dessus de l'horizon à une hauteur de 70.

1) 90 - (70 +(- 23,5) = 43,5 latitude nord.

23,5+- (90 - 70)

2) 43,5 - 23,5 = 20

23,5 - 20 = 3,5 latitude nord.