Linia ekliptyki. Pozorny roczny ruch słońca na sferze niebieskiej

EKLIPTYKA (greckie ekleiptikos „odnoszące się do zaćmienia”)- wielki krąg sfery niebieskiej, utworzony przez przecięcie płaszczyzny ekliptyki (płaszczyzny, w której Ziemia krąży wokół Słońca) i sfery niebieskiej. Z punktu widzenia ziemskiego obserwatora ekliptyka to linia na sferze niebieskiej, wzdłuż której Słońce wykonuje swój roczny ruch względem gwiazd (ruch ten odbywa się w kierunku przeciwnym do dziennego obrotu sfery niebieskiej – od z zachodu na wschód). W ciągu dnia Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki o 4 "łuki. Kąt między płaszczyzną równika niebieskiego a płaszczyzną ekliptyki wynosi 23 ° 27". Zgodnie z podziałem roku na dwanaście miesięcy, ekliptyka podzielona jest na 12 segmentów po 30 ° każdy (średnia droga przebyta przez Słońce w ciągu miesiąca), które otrzymały nazwy znaków zodiaku. U Ptolemeusza ta linia jest bardzo przenośnie nazywana „kołem przechodzącym przez środek konstelacji zodiaku”. Etymologia słowa „ekliptyka” wiąże się z faktem, że zaćmienia Słońca i Księżyca występują tylko wtedy, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu punktów przecięcia jego pozornej ścieżki niebieskiej z tą linią. Zobacz: Smoczy punkt, Zodiak.

EKLIPTYKA

Ekliptyka to wyimaginowana trajektoria rocznego ruchu Słońca wokół Ziemi, podczas której Słońce sukcesywnie przechodzi przez dwanaście znaków zodiaku. Płaszczyzna ekliptyki jest nachylona do płaszczyzny równika niebieskiego pod kątem około 23 ° 27” i przecina się z nią w dwóch punktach: równonocy wiosennej * i równonocy jesiennej (patrz także „Kosmografia”).

EKLIPTYKA (PRZEZ SOUS, DROGA SŁONECZNA)

Orbita Ziemi widziana ze Słońca. Jednak dla większości celów astrologicznych ekliptykę uważa się za orbitę opisaną przez Słońce wokół Ziemi (przez solis - droga Słońca). Termin via solis został przemianowany na ekliptykę, ponieważ to wzdłuż niej w punktach jej przecięcia z równikiem niebieskim (równik Ziemi rzutowany na tło sfery niebieskiej) występują zaćmienia (ekliptyka - ekliptyka, zaćmienie - zaćmienie). Ze względu na nachylenie osi Ziemi ekliptyka przecina się z równikiem niebieskim pod kątem 23”/2° - Dwanaście znaków zodiaku, przez które przechodzi Słońce w ciągu roku, znajduje się poza ekliptyką.

Płaszczyzna ekliptyki jest wyraźnie widoczna na tym zdjęciu wykonanym w 1994 roku przez statek kosmiczny Clementine Lunar Reconnaissance. Kamera Clementine pokazuje (od prawej do lewej) Księżyc oświetlony przez Ziemię, blask Słońca wznoszący się nad ciemną częścią powierzchni Księżyca oraz planety Saturn, Mars i Merkury (trzy kropki w lewym dolnym rogu)

Ekliptyka (od (linia) ekliptyka, z innego greckiego. ἔκλειψις - zaćmienie) - duży krąg sfery niebieskiej, wzdłuż którego występuje widoczny ruch roczny. Odpowiednio płaszczyzna ekliptyki- płaszczyzna obrotu Ziemi wokół Słońca (ziemskiej). Współczesna, dokładniejsza definicja ekliptyki to przekrój sfery niebieskiej przez płaszczyznę orbity barycentrum systemu Ziemi -.

Opis

Ze względu na fakt, że orbita Księżyca jest nachylona względem ekliptyki oraz ze względu na obrót Ziemi wokół barycentrum układu Księżyc-Ziemia, a także ze względu na zaburzenia orbity Ziemi z innych planet, prawdziwe słońce nie zawsze znajduje się dokładnie na ekliptyce, ale może odbiegać o kilka sekund łuku. Można powiedzieć, że ścieżka biegnie wzdłuż ekliptyki „środkowe słońce”.

Płaszczyzna ekliptyki jest nachylona do płaszczyzny równika niebieskiego pod kątem ε = 23°26′21.448″ - 46,8150″ t - 0,00059″ t² + 0,001813″ t³, gdzie t to liczba wieków juliańskich od 1 stycznia, 2000. Ta formuła obowiązuje przez następne stulecia. W dłuższych okresach nachylenie ekliptyki do równika oscyluje wokół wartości średniej z okresem około 40 000 lat. Ponadto nachylenie ekliptyki do równika podlega krótkookresowym wahaniom o okresie 18,6 lat i amplitudzie 18,42”, a także mniejszym; powyższy wzór nie uwzględnia ich.

W przeciwieństwie do płaszczyzny równika niebieskiego, która stosunkowo szybko zmienia swoje nachylenie, płaszczyzna ekliptyki jest bardziej stabilna w stosunku do odległych gwiazd i kwazarów, chociaż podlega również niewielkim zmianom spowodowanym perturbacjami planet. Układ Słoneczny.

Nazwa „ekliptyka” związana jest z faktem znanym od czasów starożytnych, że zaćmienia Słońca i Księżyca występują tylko wtedy, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu punktów przecięcia jego orbity z ekliptyką. Te punkty na sferze niebieskiej nazywane są węzłami księżycowymi, ich okres obrotu wzdłuż ekliptyki, równy około 18 lat, nazywany jest saros, czyli okresem smoków.

Płaszczyzna ekliptyki służy jako główna płaszczyzna w ekliptycznym układzie współrzędnych nieba.

Kąty nachylenia orbit planet Układu Słonecznego do płaszczyzny ekliptyki

Planeta	Przechyl do ekliptyki
	7,01°
	3,39°
	0°
	1,85°

Początkowo ekliptykę nazywano kołem, co oznacza trajektorię Słońca na ziemskim niebie.

Od najdawniejszych czasów człowiek z wielkim zainteresowaniem obserwował niebo. Wiedza naukowa starożytnych ludzi była niezwykle rozdrobniona, w związku z tym prymitywni ludzie silnie rozwinęli wiarę w siły nadprzyrodzone, idee, że istoty wyższe (bogowie) kontrolują siły natury na ziemi i w niebie. Obrazy ciała niebieskie takich jak słońce, księżyc i jasne gwiazdy(w tym możliwe supernowe) często można znaleźć na malowidłach jaskiniowych prymitywnych ludzi. na tych rysunkach z kamienia i epoka brązu często przedstawiany jako krążek, krążek z kropką, krążek z rozbieżnymi promieniami lub krzyż zamknięty w kole. Ponadto znajomość obiektów nieba ułatwiła starożytnym ludziom poruszanie się po terenie. Wraz z przejściem cywilizacji ludzkiej od łowiectwa i zbieractwa do rolnictwa i hodowli bydła pojawiła się wielka potrzeba tworzenia kalendarzy. Trzeba było wiedzieć, kiedy wykonywać różne prace rolnicze, na przykład siać lub zbierać. Od najdawniejszych czasów człowiek zauważył, że pogoda podlega cyklicznym zmianom – na przykład zima zastępuje lato itp. Z drugiej strony w dolinach powstały pierwsze cywilizacje rolnicze główne rzeki(Nil, Eufrat, Tygrys, Indus, Ganges, Żółta Rzeka i Jangcy). Pierwsze cywilizacje rolnicze aktywnie wykorzystywały system kanałów irygacyjnych do nawadniania swoich pól. Poziom wody w tych rzekach co roku podlegał cyklicznym wahaniom. W rozwiązaniu problemu przewidywania warunków pogodowych i czasu wystąpienia wezbrań rzecznych bardzo przydatna była wiedza o ruchu Słońca. Starożytni szybko zauważyli, że ruch Słońca po niebie powtarza się po około 365 dniach ziemskich (rok ziemski). Pierwsze dowody na stworzenie kalendarza słonecznego pochodzą z V tysiąclecia p.n.e. ( Starożytny Egipt). Efektem powstania kalendarza rocznego było wprowadzenie systemu chronologii. Niezwykłe dowody, które już są w świat starożytny zrozumiałe znaczenie obserwacji Słońca, jest tzw. Stonehenge we współczesnej Wielkiej Brytanii. Przyjmuje się, że budowla, której budowa datuje się na ok. III tysiąclecie p.n.e., została zbudowana w taki sposób, aby dokładnie śledzić Słońce w dniu przesilenia letniego (ok. 22 czerwca). Dzień przesilenia słonecznego to pora roku, z maksymalnym czasem trwania godzin dziennych i odpowiednio najkrótszym czasem ciemności (czas trwania nocy). Najbardziej niezwykłe kamienie Stonehenge znajdują się w optymalny sposób do obserwowania wschodu i zachodu słońca w dniu przesilenia zimowego. Z drugiej strony odnotowuje się nielosowy układ kamieni starożytnej struktury do obserwacji Słońca w dniu przesilenia zimowego - czas maksymalnego czasu trwania ciemnej pory dnia i minimalny czas trwania Godziny dzienne.

Z drugiej strony zauważa się, że otwory w kamieniach Stonehenge zostały zainstalowane w tak nielosowy sposób, aby obserwować zachody Księżyca podczas maksymalnej odległości od trajektorii Słońca (ekliptyki). Takie wydarzenia nazywane są „Górnym Księżycem” i „Dolnym Księżycem”. W ich trakcie Księżyc oddala się od ekliptyki o około 5 stopni. Zdarzenia te spowodowane są tym, że orbity Księżyca różnią się od siebie o 5,1 stopnia.

Płaszczyzny orbit obiektów Układu Słonecznego

Zgodnie ze współczesnymi koncepcjami teoretycznymi Układ Słoneczny powstał w protoplanetarnej chmurze gazu i pyłu. W związku z tym początkowo większość orbit powstałych obiektów znajdowała się w tej samej płaszczyźnie. Jedynymi wyjątkami były orbity komet (większość komet powstała w mgławicy protogwiazdowej lub została uchwycona grawitacyjnie przez Słońce w przestrzeni międzygwiazdowej). W szczególności na orbitach wstecznych najczęściej spotyka się komety „obce” (obce z ośrodka międzygwiazdowego). Takie orbity nazywane są orbitami o ruchu wstecznym (wstecznym). Ich nachylenie wynosi od 90 do 180 stopni.

Po powstaniu Układu Słonecznego, ze względu na ciągłe zaburzenia grawitacyjne pomiędzy obiektami Układu Słonecznego, a także z bliskiego przejścia gwiazd, następowała ciągła zmiana orbit obiektów Układu Słonecznego (planety, asteroidy) . W szczególności orbity stały się bardziej ekscentryczne (mniej kołowe), a ich nachylenie zaczęło różnić się od pierwotnej płaszczyzny dysku protoplanetarnego. Maksymalna różnica między nachyleniem planet Układu Słonecznego a nachyleniem orbity Ziemi obserwowana jest przy (7 stopniach), a minimalna przy (mniej niż jeden stopień).

W szczególności największa planeta karłowata w Układzie Słonecznym (Eris) ma nachylenie orbity do 44 stopni.

Ogólnie rzecz biorąc, większość orbit obiektów Układu Słonecznego znajduje się w pobliżu ekliptyki. Z tego powodu wyszukiwanie planetoidy bliskie Ziemi a komety, które mogą zderzać się z Ziemią, praktycznie nie są przewodzone w rejonie biegunów ekliptyki.

Zakłada się, że perturbacje grawitacyjne między obiektami Układu Słonecznego a pobliskimi gwiazdami nie tylko doprowadziły do ​​zmiany orbit obiektów Układu Słonecznego, ale także zmieniły nachylenie osi obrotu planet z pierwotnej prostopadłej kierunek do płaszczyzny ekliptyki. Jak wiecie, oś obrotu Ziemi jest nachylona do ekliptyki o 24 stopnie. Spośród planet Układu Słonecznego nachylenie to jest minimalne (0,01 stopnia) i maksymalne (177 stopni) i (98 stopni). Warto zauważyć, że oś obrotu Słońca również nie jest ściśle prostopadła do ekliptyki. Jej nachylenie wynosi około 6 stopni. V ostatnie lata teoretycy tłumaczą istnienie tego pochylenia wpływem nieodkrytej dziewiątej planety, której masa jest 5-10 razy większa od masy Ziemi, a okres rewolucji wynosi 10-20 tysięcy lat.

Oprócz planet, asteroid i komet w Układzie Słonecznym można obserwować tzw. , nagromadzenia pyłu, które znajdują się głównie w płaszczyźnie ekliptyki. To światło można zobaczyć nawet gołym okiem przy całkowitym braku oświetlenia nocnego. Zakłada się, że źródłem tego pyłu są zderzenia między asteroidami. Przewiduje się, że pył ten nie może długo pozostawać w Układzie Słonecznym, ponieważ został wywiewany przez światło słoneczne.

Inklinacje orbit planet wokół innych gwiazd

W ostatnich dziesięcioleciach stało się możliwe obserwowanie obcych układów planetarnych wokół innych gwiazd, a także ich dysków protoplanetarnych. Aktualne obserwacje wykazały, że prawie każda gwiazda może mieć przynajmniej małe planety w niewielkiej odległości od gwiazdy (wewnątrz orbity Ziemi). W około sześciuset przypadkach odkryto układy planetarne z kilkoma planetami (do ośmiu w układzie Kepler-90). Odkrycie układów takich jak Kepler-90 z ośmioma planetami tranzytowymi i TRAPPIST-1 z siedmioma planetami tranzytowymi jest dobrym dowodem na to, że większość inklinacji orbit jest blisko siebie (jak w Układzie Słonecznym). Z drugiej strony, szczegółowe badanie układów planetarnych z odkrytymi planetami tranzytowymi doprowadziło do odkrycia licznych przypadków planet, które nie tranzytują. Oznacza to, że systemy te wyróżniają się dużą różnicą między nachyleniem orbit egzoplanet.

Z kolei pomiary prędkości radialnych gwiazd ze znanymi planetami tranzytowymi pozwalają na wyznaczenie kąta między równikiem gwiazdy a płaszczyzną orbity planety tranzytowej (tzw. efekt Rossitera–McLaughlina(RM)). Do tej pory efekt ten został zmierzony dla 134 planet tranzytowych.

Jednocześnie, jak wynika z powyższych diagramów, niektóre planety tranzytowe mają nawet rotację wsteczną. Teoretycy sugerują, że takie niezwykłe orbity są związane z obecnością innych masywnych obiektów w układzie (na przykład planet lub gwiazd).

Aby zrozumieć zasadę pozornego ruchu Słońca i innych źródeł światła w sferze niebieskiej, najpierw rozważymy prawdziwy ruch ziemi. Ziemia jest jedną z planet. Ciągle obraca się wokół własnej osi.

Jego okres obrotu jest równy jednemu dniu, dlatego obserwatorowi znajdującemu się na Ziemi wydaje się, że wszystkie ciała niebieskie krążą wokół Ziemi ze wschodu na zachód w tym samym okresie.

Ale Ziemia nie tylko obraca się wokół własnej osi, ale także krąży wokół Słońca po orbicie eliptycznej. Wykonuje jedną rewolucję wokół Słońca w ciągu jednego roku. Oś obrotu Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity pod kątem 66°33′. Położenie osi w przestrzeni podczas ruchu Ziemi wokół Słońca pozostaje prawie cały czas niezmienione. Dlatego półkule północna i południowa są na przemian zwrócone w stronę Słońca, w wyniku czego na Ziemi zmieniają się pory roku.

Obserwując niebo można zauważyć, że gwiazdy przez wiele lat niezmiennie zachowują swoją względną pozycję.

Gwiazdy są „stałe” tylko dlatego, że są bardzo daleko od nas. Odległość do nich jest tak duża, że ​​z dowolnego punktu orbity Ziemi są one jednakowo widoczne.

Ale ciała Układu Słonecznego - Słońce, Księżyc i planety, które są stosunkowo blisko Ziemi, i łatwo możemy zauważyć zmianę ich pozycji. Tak więc Słońce wraz ze wszystkimi oprawami uczestniczy w codziennym ruchu i jednocześnie ma swój własny ruch widzialny (nazywa się to ruch roczny) ze względu na ruch ziemi wokół Słońca.

Pozorny roczny ruch Słońca na sferze niebieskiej

Najprostszy roczny ruch Słońca można wyjaśnić na poniższym rysunku. Z tego rysunku widać, że w zależności od położenia Ziemi na orbicie, obserwator z Ziemi zobaczy Słońce na tle różnych . Wyda mu się, że nieustannie porusza się po sferze niebieskiej. Ten ruch jest odzwierciedleniem obrotu Ziemi wokół Słońca. Za rok Słońce dokona całkowitej rewolucji.

Duży okrąg na sferze niebieskiej, wzdłuż którego zachodzi pozorny roczny ruch Słońca, nazywa się ekliptyka. Ekliptyka to greckie słowo, które oznacza zaćmienie. Okrąg ten został tak nazwany, ponieważ zaćmienia Słońca i Księżyca występują tylko wtedy, gdy obie oprawy znajdują się na tym okręgu.

Należy zauważyć że płaszczyzna ekliptyki pokrywa się z płaszczyzną orbity Ziemi.

Pozorny roczny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki zachodzi w tym samym kierunku, w którym Ziemia porusza się po orbicie wokół Słońca, czyli porusza się na wschód. W ciągu roku Słońce sukcesywnie przechodzi przez 12 konstelacji ekliptycznych, które tworzą pas i nazywane są zodiakalnymi.

Pas Zodiaku tworzą następujące konstelacje: Ryby, Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec i Wodnik. Ze względu na fakt, że płaszczyzna równika Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity Ziemi o 23°27', płaszczyzna równika niebieskiego również nachylona do płaszczyzny ekliptyki pod kątem e=23°27′.

Nachylenie ekliptyki do równika nie pozostaje stałe (ze względu na wpływ sił przyciągania Słońca i Księżyca na Ziemię), dlatego w 1896 roku, zatwierdzając stałe astronomiczne, postanowiono rozważyć nachylenie ekliptyki do równika średnio równa 23°27'8″,26.

Równik niebieski i płaszczyzna ekliptyki

Ekliptyka przecina równik niebieski w dwóch punktach zwanych punkty równonocy wiosennej i jesiennej. Punkt równonocy wiosennej jest zwykle oznaczony znakiem konstelacji Barana T, a punkt równonocy jesiennej - znakiem konstelacji Wagi -. Słońce w tych punktach jest odpowiednio 21 marca i 23 września. W dzisiejszych czasach na Ziemi dzień jest równy nocy, Słońce wschodzi dokładnie w punkcie wschodnim i zachodzi w punkcie zachodnim.

Punktami równonocy wiosennej i jesiennej są przecięcia równika i płaszczyzny ekliptyki

Punkty na ekliptyce, które znajdują się pod kątem 90 ° od równonocy, nazywają się punkty przesilenia. Punkt E na ekliptyce, w którym Słońce znajduje się w najwyższym położeniu względem równika niebieskiego, nazywa się punkt przesilenia letniego, a punkt E', w którym zajmuje najniższą pozycję, nazywa się punkt przesilenia zimowego.

W momencie przesilenia letniego Słońce pojawia się 22 czerwca, a w punkcie przesilenia zimowego - 22 grudnia. Przez kilka dni zbliżonych do dat przesileń południowa wysokość Słońca pozostaje prawie niezmieniona, w związku z czym te punkty otrzymały swoją nazwę. Kiedy Słońce jest w przesileniu letnim, dzień na półkuli północnej jest najdłuższy, a noc najkrótsza, a gdy jest przesilenie zimowe, jest odwrotnie.

W dniu przesilenia letniego punkty wschodu i zachodu słońca znajdują się jak najdalej na północ od punktów wschodniego i zachodniego na horyzoncie, a w dniu przesilenia zimowego są najbardziej oddalone na południe.

Ruch Słońca wzdłuż ekliptyki prowadzi do ciągłej zmiany jego współrzędnych równikowych, dziennej zmiany wysokości południa oraz przemieszczania się punktów wschodu i zachodu słońca wzdłuż horyzontu.

Wiadomo, że deklinację Słońca mierzy się od płaszczyzny równika niebieskiego, a rektascensji - od punktu równonocy wiosennej. Dlatego też, gdy Słońce znajduje się w równonocy wiosennej, jego deklinacja i rektascensja wynoszą zero. W ciągu roku deklinacja Słońca w obecnym okresie waha się od +23°26′ do -23°26′, przechodząc przez zero dwa razy w roku, a rektascensja od 0 do 360°.

Współrzędne równikowe Słońca w ciągu roku

Współrzędne równikowe Słońca w ciągu roku zmieniają się nierównomiernie. Dzieje się tak z powodu nierównomiernego ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki i ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki oraz nachylenia ekliptyki do równika. Słońce pokonuje połowę swojej pozornej rocznej ścieżki w ciągu 186 dni od 21 marca do 23 września, a drugą połowę w 179 dni od 23 września do 21 marca.

Nierównomierny ruch Słońca po ekliptyce wynika z faktu, że Ziemia przez cały okres obrotu wokół Słońca nie porusza się po orbicie z taką samą prędkością. Słońce znajduje się w jednym z ognisk eliptycznej orbity Ziemi.

Z Drugie prawo Keplera Wiadomo, że linia łącząca Słońce i planetę obejmuje równe obszary w równych odstępach czasu. Zgodnie z tym prawem Ziemia będąc najbliżej Słońca, czyli in peryhelium, porusza się szybciej i jest najdalej od Słońca, czyli in aphelium- wolniej.

Ziemia jest bliżej Słońca zimą, a dalej latem. Dlatego w zimowe dni porusza się po orbicie szybciej niż w letnie dni. W rezultacie dzienna zmiana rektascensji Słońca w dniu przesilenia zimowego wynosi 1°07', podczas gdy w dniu przesilenia letniego tylko 1°02'.

Różnica w prędkościach ruchu Ziemi w każdym punkcie orbity powoduje nierównomierną zmianę nie tylko rektascensji, ale także deklinacji Słońca. Jednak ze względu na nachylenie ekliptyki do równika jej zmiana ma inny charakter. Deklinacja Słońca zmienia się najszybciej w pobliżu równonocy, a podczas przesileń prawie się nie zmienia.

Znajomość natury zmiany współrzędnych równikowych Słońca pozwala nam na przybliżone obliczenie rektascensji i deklinacji Słońca.

Aby wykonać takie obliczenia, weź najbliższą datę ze znanymi współrzędnymi równikowymi Słońca. Następnie bierze się pod uwagę, że rektascensja Słońca na dzień zmienia się średnio o 1°, a deklinacja Słońca w ciągu miesiąca przed i po przejściu równonocy zmienia się o 0,4° na dzień; w ciągu miesiąca przed i po przesileniu - o 0,1° na dzień, aw miesiącach pośrednich między wskazanymi - o 0,3°.

- Księżyc .

Opis

Nazwa „ekliptyka” związana jest z faktem znanym od czasów starożytnych, że zaćmienia Słońca i Księżyca występują tylko wtedy, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu punktów przecięcia jego orbity z ekliptyką. Te punkty na sferze niebieskiej nazywane są węzłami księżycowymi, ich okres obrotu wzdłuż ekliptyki, równy około 18 lat, nazywany jest saros lub okresem smoczym.

Płaszczyzna ekliptyki służy jako płaszczyzna bazowa w ekliptycznym układzie współrzędnych nieba.

Kąty nachylenia orbit planet Układu Słonecznego do płaszczyzny ekliptyki

Planeta	Przechyl do ekliptyki
Rtęć	7,01°
Wenus	3,39°
Grunt	0°
Mars	1,85°
Jowisz	1,31°
Saturn	2,49°
Uran	0,77°
Neptun	1,77°

Ekliptyka w literaturze

W „Opowieści Pirxa” Stanisława Lema (z cyklu „Opowieści o Pirsie Pilocie”) samolot ekliptyki jest zabroniony dla statki kosmiczne w strefie, ale pilot Pirks, ze względu na szereg okoliczności, musi w niej latać. Właśnie dlatego udaje mu się zobaczyć dawno martwy statek obcych wniesiony na płaszczyznę ekliptyki przez rój meteorytów spoza systemu.

Zobacz też

• Niezmienna płaszczyzna ( język angielski)

Napisz recenzję artykułu „Ekliptyka”

Uwagi

Literatura

• Panczenko D. Kto znalazł Zodiak? // Antike Naturwissenschaft und ihre Rezeption. - 1998. - Cz. 9. - str. 33-44.
• Brack-Bernsen L.// Centaur. - 2003 r. - tom. 45.-s. 16-31.

Spinki do mankietów

• // Słownik encyklopedyczny Brockhausa i Efrona: w 86 tomach (82 tomy i 4 dodatkowe). - Petersburg. , 1890-1907.
• Ekliptyka- artykuł z Wielkiej Encyklopedii Radzieckiej.

Prawa i zadania Sfera niebieska Parametry orbity Ruch ciała niebieskie Astrodynamika Lot w kosmos orbity SC

Fragment charakteryzujący Ekliptykę

W niedzielny poranek Maria Dmitriewna zaprosiła swoich gości na mszę świętą do swojej parafii Wniebowzięcia NMP na Mogilcach.
„Nie lubię tych modnych kościołów” – powiedziała, najwyraźniej dumna ze swojego wolnego myślenia. „Wszędzie jest tylko jeden Bóg. Nasz ksiądz ma się dobrze, służy przyzwoicie, to takie szlachetne, diakon też. Czy to jakaś świętość z tego, że śpiewają koncerty na kliros? Nie lubię jednego rozpieszczania!
Marya Dmitrievna kochała niedziele i wiedziała, jak je obchodzić. W sobotę jej dom był umyty i posprzątany; ludzie, a ona nie pracowała, wszyscy byli świątecznie zwalniani i wszyscy byli na mszy. Do obiadu mistrza dodawano posiłki, dawano wódkę i pieczoną gęś lub świnię. Ale na niczym w całym domu święto nie było tak widoczne, jak na szerokiej, surowej twarzy Maryi Dmitrievny, która tego dnia przybierała niezmienny wyraz powagi.
Kiedy pili kawę po mszy, w salonie ze zdjętą pościelą, Marya Dmitriewna została poinformowana, że ​​powóz jest gotowy, i z surowym spojrzeniem, ubrana w uroczysty szal, w którym składała wizyty, wstała i oznajmiła, że szła do księcia Nikołaja Andriejewicza Bołkońskiego, aby wyjaśnić mu o Nataszy.
Po odejściu Maryi Dmitrievny do Rostowa przybyła fashionistka z Madame Chalmet, a Natasza, po zamknięciu drzwi w pokoju obok salonu, bardzo zadowolona z rozrywki, zaczęła przymierzać nowe sukienki. Kiedy założyła gorset, który wciąż był bez rękawów i odchyliła głowę do tyłu, spojrzała w lustro na to, jak siedziały jej plecy, usłyszała w salonie żywy głos ojca i inny, kobiecy głos, który sprawił, że jej rumieniec. To był głos Ellen. Zanim Natasza zdążyła zdjąć gorset, który przymierzała, drzwi się otworzyły i do pokoju weszła hrabina Bezukhaja, promieniejąc dobrodusznym i czułym uśmiechem, ubrana w ciemnofioletową aksamitną sukienkę z wysokim dekoltem.
Ach, proszę bardzo! [Och, kochanie!] - powiedziała do rumieniącej się Nataszy. - Charmante! [Urocze!] Nie, to nic takiego, mój drogi hrabio - powiedziała do Ilyi Andreevicha, który wszedł za nią. - Jak mieszkać w Moskwie i nigdzie nie jechać? Nie, nie zostawię cię! Dzisiejszego wieczoru m lle Georges deklamuje u mnie i zbierze się kilku ludzi; a jeśli nie przyprowadzisz swoich piękności, które są lepsze od panny Georges, to nie chcę cię znać. Nie ma męża, pojechał do Tweru, inaczej posłałabym go po ciebie. Na wszelki wypadek przyjdźcie o dziewiątej godzinie. Skinęła głową na znajomą fashionistkę, która z szacunkiem przykucnęła do niej i usiadła na fotelu przy lustrze, malowniczo rozkładając fałdy swojej aksamitnej sukienki. Nie przestawała gadać dobrodusznie i wesoło, nieustannie podziwiając urodę Nataszy. Zbadała swoje suknie i pochwaliła je, a także chwaliła się swoją nową suknią en gaz metallique [wykonaną z gazy w kolorze metalu], którą otrzymała z Paryża i poradziła Nataszy, aby zrobiła to samo.
– Jednak wszystko ci pasuje, kochanie – powiedziała.
Uśmiech zadowolenia nigdy nie opuścił twarzy Nataszy. Czuła się szczęśliwa i rozkwitała pod pochwałami tej drogiej hrabiny Bezuchowej, która wcześniej wydawała się jej tak nie do zdobycia i ważną damą, a teraz była dla niej tak życzliwa. Natasza stała się wesoła i niemal zakochała się w tej pięknej i dobrodusznej kobiecie. Helen ze swojej strony szczerze podziwiała Nataszę i chciała ją zabawiać. Anatole poprosił ją, aby umówiła go z Nataszą, i w tym celu przyjechała do Rostowa. Bawiła ją myśl o sprowadzeniu brata z Nataszą.
Pomimo tego, że wcześniej była zirytowana Nataszą, ponieważ zabrała jej Borysa w Petersburgu, teraz nawet o tym nie myślała i całym sercem, na swój sposób, życzyła Nataszy powodzenia. Opuszczając Rostowów, odsunęła swojego protegowanego na bok.
- Wczoraj mój brat jadł ze mną obiad - umieraliśmy ze śmiechu - nic nie je i wzdycha za tobą, mój urok. Il est fou, mais fou amoureux de vous, ma chere. [On jest szalony, ale szaleje zakochany w tobie, moja droga.]
Natasza zarumieniła się na fioletowo, słysząc te słowa.
- Jak rumieniąc się, jak rumieniąc się, ma delicieuse! [mój urok!] - powiedziała Helen. - Zdecydowanie powinieneś przyjść. Si vous aimez quelqu „un, ma delicieuse, ce n” est pas une raison pour se cloitrer. Si meme vous etes obiec, je suis pewny que votre promis aurait pragnienie que vous alliez dans le monde en son nieobecność plutot que deperir d "ennui. [Ponieważ kogoś kochasz, kochanie, nie powinnaś żyć jako zakonnica. Nawet jeśli jesteś panną młodą, jestem pewien, że twój narzeczony wolałby, abyś poszła w świat pod jego nieobecność, niż umarła z nudów.]
„Więc wie, że jestem panną młodą, więc ona i jej mąż, z Pierrem, z tym pięknym Pierrem” – pomyślała Natasza, rozmawiali i śmiali się z tego. Więc to było nic.” I znowu pod wpływem Helen to, co wcześniej wydawało się straszne, wydawało się proste i naturalne. „A ona jest taką grande dame, [ważna dama], taka słodka i tak ewidentnie kocha mnie całym sercem” – pomyślała Natasza. A dlaczego by się nie bawić? pomyślała Natasza, patrząc na Helen zdziwionymi, szeroko otwartymi oczami.