الفلك

هل المسافات بين جرمين سماويين هي مسافة مركزهما؟

هل المسافات بين جرمين سماويين هي مسافة مركزهما؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

على سبيل المثال ، متوسط ​​المسافة بين الشمس والأرض هو 1 AU. هذا هو

  • المسافة بين مركز الشمس ومركز الأرض
  • المسافة بين سطح الشمس وسطح الأرض ،
  • أو أي شيء آخر؟

المسافة هي مصطلح غامض يمكن أن يعني مركزًا وسطحًا على حد سواء اعتمادًا على السياق المستخدم.

  • في الحالات التي يكون فيها حجم الأشياء تافهاً مقارنةً بالمسافة ، تُستخدم "المسافة" بشكل حصري تقريبًا "للمسافة بين المراكز" بين الجسمين. هذا هو الحال بالنسبة إلى Sun-Earth و Earth-Moon وأي زوج آخر تقريبًا من أجسام النظام الشمسي المهمة. يجب تحديد المعنى البديل إذا كان مقصودًا ، مثل: "المسافة من على السطح من الشمس إلى الأرض "

  • ومع ذلك ، قد يعني أيضًا "المسافة بين الأسطح" ، خاصةً عندما يكون الجسمان قريبين جدًا من بعضهما البعض. هذا هو الحال غالبًا مع الكويكبات الثنائية.

بالنسبة للمركبة الفضائية المدارية ، لا تُستخدم كلمة "مسافة" في الغالب عند الإشارة إلى الجسم المركزي. يُفضل استخدام مصطلحات "الارتفاع" أو "نصف القطر المداري". الارتفاع هو المسافة إلى السطح (أو بالأحرى ، إلى المستوى النظري. وقد يشير أيضًا إلى السطح الفعلي ، لذا كن حذرًا). نصف القطر المداري هو المسافة إلى مركز الأرض.

كملاحظة جانبية ، تشير عبارة "متوسط ​​المسافة" في مدار ما إلى المحور شبه الرئيسي حيث أن هذا هو الرقم المستخدم لحساب الفترة المدارية والسرعات المختلفة.


كيف يحسبون المسافة بين الأجرام السماوية؟

عزيزي مخدر مستقيم:

لقد كنت أتساءل - ما هي العملية التي نستخدمها لقياس مسافة الأجسام في الفضاء؟ كيف نعرف حقًا أن كوكبًا يبعد 1200 سنة ضوئية؟

مايك ، روتشستر ، نيويورك

يجيب SDStaff Chronos ، المجلس الاستشاري لعلوم المنشطات المستقيمة:

ربما تعتقد أن هناك إجابة بسيطة على هذا السؤال يا مايك. المخيف هو أن الأمر كذلك. لكننا نعتقد أنك تبلغ من العمر ما يكفي لأخذها.

هناك عدد من الخطوات في العملية ، مع استخدام نتائج كل خطوة لمعايرة الخطوة التالية. بادئ ذي بدء ، نحتاج إلى معرفة مسافات الأشياء في النظام الشمسي. لهذا ، نستخدم ما يسمى قانون كبلر الثالث. هذا ينص على أن الفترة المدارية لأي جسم في المجموعة الشمسية ص (بالسنوات) مرتبط بمتوسط ​​نصف قطر المدار أ بالصيغة ص² = أ³. يمكن تحديد الفترة بسهولة من خلال الخروج ليلاً ومشاهدة الكوكب أو أي حركة. يسد في ص يعطينا نصف القطر أ في الوحدات الفلكية ، أو AUs. الاتحاد الافريقي هو متوسط ​​المسافة من الأرض إلى الشمس. لمعرفة طول AU ، نحتاج إلى قياس مسافة واحدة على الأقل. عادةً ما يتم ذلك عن طريق إرسال نبضة رادارية إلى المريخ أو كوكب الزهرة ، عندما يكون أقرب ما يكون إلى الأرض. منذ أن عرفنا الفرق الآن | االمريخ أو الزهرة - أالأرض | ، وكنا نعرف النسبة بالفعل صالمريخ أو الزهرة/صأرضوالباقي لعب اطفال.

حسنًا ، لقد حصلنا الآن على النظام الشمسي. ماذا عن النجوم الأخرى؟ إنهم بعيدون جدًا عن استخدام الرادار. ما نستخدمه هنا هو طريقة تسمى المنظر (تسمى أحيانًا المنظر المثلثي). لرؤية المنظر على نطاق صغير ، ارفع إصبعًا واحدًا على بعد ذراع أمامك ، وانظر إليه أولاً بالعين اليسرى ، ثم بالعين اليمنى. سيظهر إصبعك لتغيير الموضع بالنسبة للخلفية. بالضبط كم يعتمد على المسافة ب بين عينيك (يشار إليها بخط الأساس) ، والمسافة د من اصبعك من عينيك. على وجه التحديد ، للمسافات الكبيرة ، الصيغة هي د = 2 ب / ثيتا، أين ثيتا هي الزاوية التي يتحرك بها إصبعك بالنسبة إلى الخلفية ، وتُقاس بالراديان (للانتقال من الدرجات إلى الراديان ، اقسم على 57.296). لاستخدام هذه الطريقة على النجوم ، نريد أطول خط أساسي يمكننا الحصول عليه بسهولة ، وهو قطر مدار الأرض. إذا التقطت صورة لمنطقة من السماء في إحدى الليالي ، ثم التقطت صورة أخرى لنفس المنطقة بعد ستة أشهر ، فإن النجوم القريبة في تلك المنطقة من السماء ستغير مواقعها قليلاً بالنسبة للنجوم الأخرى. يمكن قياس المنظر بهذه الطريقة بالنسبة للنجوم القريبة من بضع مئات من السنين الضوئية بعد ذلك ، يكون التحول أصغر من أن يتم اكتشافه.

للحصول على مسافة أبعد من ذلك ، نستخدم عادة نوعًا من طريقة "الشمعة القياسية". يعتمد السطوع الظاهر لجسم ما على مدى سطوعه في الواقع وعلى بعده. على سبيل المثال ، إذا كان مصباح كهربائي بقوة 100 واط على بعد 10 أمتار ، فسيبدو ساطعًا تمامًا مثل مصباح كهربائي بقوة 25 واط على بعد 5 أمتار. "الشمعة القياسية" هي كائن معروف السطوع. إذا قمنا بعد ذلك بقياس سطوعها الظاهري ، فيمكننا تحديد بُعدها. يمكن استخدام هذا لتحديد أي مسافة ، طالما لا يزال بإمكانك رؤية الكائن الذي تستخدمه. على سبيل المثال ، يمكننا استخدام المسافات من اختلاف المنظر لتحديد متوسط ​​السطوع للألوان المختلفة للنجوم العادية أو "المتسلسلة الرئيسية" ، كما يطلق عليها. هذا يعطينا شمعة قياسية جيدة لمختلف مجموعات النجوم في مجرتنا ، مائة ألف سنة ضوئية أو نحو ذلك.

ثم ، في بعض التجمعات ، نرى نجومًا تسمى متغيرات Cepheid ، والتي يتغير سطوعها بطريقة معينة مع مرور الوقت. يعتمد متوسط ​​سطوعها على فترتها ، وإذا رأينا واحدة في مجموعة على بعد مسافة معروفة ، يمكننا تحديد سطوعها وبالتالي تحديد كيفية اعتماد السطوع على الفترة الزمنية ، لذلك لدينا شمعة قياسية أخرى. نظرًا لأن Cepheids أكثر إشراقًا من نجوم التسلسل الرئيسي ، فيمكننا استخدامها على مسافات أكبر ، مما يسمح لنا بتحديد مسافات Cepheids في المجرات القريبة ، وبالتالي المسافات إلى تلك المجرات. وهذا بدوره يسمح لنا بتحديد سطوع الشموع القياسية الأكثر إشراقًا ، وما إلى ذلك. حاليًا ، يتم الحصول على أكبر المسافات من نوع معين من النجوم المتفجرة يسمى المستعر الأعظم 1 أ. هذه هي ما يقرب من عشرة مليارات ضعف سطوع شمسنا ، ويمكن رؤيتها على مسافة قريبة من حافة الكون المرئي. يجب أن تحملنا الآن.

SDStaff Chronos ، المجلس الاستشاري لعلوم المنشطات المستقيمة

أرسل أسئلة إلى Cecil عبر [email protected]

يتم كتابة تقارير الموظفين من قبل المجلس الاستشاري للعلوم DOPE ، وهو مساعد عبر الإنترنت لـ CECIL. على الرغم من أن SDSAB يبذل قصارى جهده ، يتم تحرير هذه الأعمدة بواسطة ED ZOTTI ، وليس CECIL ، لذا فمن الأفضل أن تحافظ على أصابعك متقاطعة.


قس المسافة الزاوية بين نجم ونجوم الخلفية البعيدة.
كرر ذلك بعد 6 أشهر عندما تكون الأرض على الجانب الآخر من المجموع

إذا كنت تعرف طول خط الأساس (مدار الأرض) والزاوية ، فأنت تعرف المسافة إلى النجم. في الواقع ، نحدد المسافة إلى النجوم من حيث هذه الزاوية ومدار الأرض - راجع http://en.wikipedia.org/wiki/Parsec

بسبب تأثيرات ضبابية الغلاف الجوي ، من الصعب قياس الزوايا التي تقل كثيرًا عن قوس واحد ، وبالتالي تحديد المسافة إلى النجوم التي تبعد أكثر من بضع فرسخ فلكي مباشرة بهذه الطريقة.

كان القمر الصناعي hipparcos قادرًا على إجراء قياسات أكثر دقة (أقل من 1 مللي-قوس ثانية) وبالتالي قام بقياس المسافات 1000 مرة أخرى


عدن بكسل

عند كتابة قصة خيال علمي ، من المهم أن تفهم على الأقل أساسيات المسافة في الفضاء. الفضاء كبير بشكل يبعث على السخرية لدرجة أن العلماء اضطروا إلى ابتكار وحدات مسافة غير معروفة لمعظم أبناء الأرض اليوم. منشور المدونة هذا هو شرح موجز لأربعة مفاهيم مهمة في قياس الفلك:

سرعة الضوء

تبلغ سرعة الضوء في الفراغ (ج) بالضبط 299.792.458 م / ث ، أي ما يقرب من 300000 كم / ث. وفقًا لفهمنا الحالي للفيزياء ، تعد c سرعة ثابتة وأقصى سرعة يمكن للمادة والمعلومات أن تنتقل بها في الكون. كيف قمنا بقياس هذا؟ بإطلاق أشعة الليزر على المرايا.

في عام 1864 ، اكتشف جيمس كلارك ماكسويل أن الضوء عبارة عن موجة كهرومغناطيسية (أثبت أينشتاين لاحقًا إمكانية ذلك أيضا كن جسيمًا). كان هذا اكتشافًا ثوريًا لأنه يمكنك قياس سرعة الموجة بضرب ترددها في طولها الموجي. أخيرًا ، كان لدينا طريقة جيدة لقياس ج. في عام 1972 ، إيفنسون وآخرون. نشر ورقة وصفت كيف قاموا بقياس ج بدقة نسبية باستخدام قياس التداخل بالليزر.

لقد أطلقوا ليزرًا بتردد معروف في مرآة نصف فضية تعكس جزءًا من الضوء وتسمح لجزء آخر بالمرور. ينعكس شعاعا الضوء المنفصلان على المرآة نصف الفضية مع مرآتين عاكستين بالكامل بحيث تشتركان في نفس المسار مرة أخرى ويصطدمان بالكاشف.

هذه هي الطريقة التي يستخدمها Evenson et al. أقاموا تجربتهم

يمكنك معرفة كيفية تفاعل حزم الضوء المنفصلة مع بعضها البعض من خلال شدتها. إذا تفاعلت أطوالها الموجية بشكل بناء ، فستتضاعف شدة الضوء. إذا تفاعلوا بشكل مدمر ، فلن يكون هناك شدة للضوء. باستخدام هذه المعلومات ، Evenson et al. يمكن أن تحرك المرايا العاكسة بالكامل حتى تضرب شعاعتا الضوء الكاشف بقمم موجية متعاقبة تمامًا. قياس المسافة بين قمتي الموجتين سيعطينا c.

على الأقل كيندا. إيفنسون وآخرون تقاس c كـ 299،792،456.2 ± 1.1 م / ث. ليس بالضبط الثابت الذي كنا نأمل أن يكون. كانت هناك مشكلتان. أولاً ، رقم عشري. يالسوء الحظ. ثانياً ، هامش الخطأ 1.1 م / ث. ربما لا يمثل ذلك مشكلة كبيرة بالنسبة لنا كعاملين ، لكن الدقة ضرورية عندما تتعامل مع اتساع المساحة.

لحسن الحظ ، لم يكن هامش الخطأ خطأ c. بعد كل شيء ، على حد علمنا ، c ثابت. كان خطأ العداد. اربط حزام الأمان ، لأنه حتى عام 1983 تم تعريف المقياس على أنه 1650763.73 طول موجي من الإشعاع المنبعث أثناء الانتقال بين المستويين 2p10 و 5d5 من ذرة الكريبتون -86. عذرا ماذا؟ نعم ، هذا لا يضمن لي أيضًا. لذلك قمنا بتغييره في عام 1983. يتم تعريف المتر الآن على أنه الطول الذي يقطعه الضوء في الفراغ خلال 1 / 299،792،458 من الثانية.

هذا صحيح ، لقد غيرنا تعريف المقياس بحيث أصبح c عددًا دقيقًا ، وحتى أفضل ، عددًا صحيحًا. أخيرًا ، حصلنا على قياس دقيق وثابت لسرعة الضوء في الفراغ.

الوحدة الفلكية

وحدة فلكية واحدة (au) هي 149،597،870،700 متر أو ما يقرب من 150 مليون كيلومتر. هذه هي المسافة بين الشمس والأرض. لماذا هذا مهم؟ حسنًا ، أولاً وقبل كل شيء ، الشمس هي أكبر جرم سماوي في السماء ، ومن الرائع معرفة المسافة الفعلية ، شكرًا جزيلاً لك. ثانيًا ، كان au ضروريًا لقياس المسافة ليس فقط بين الشمس والأرض ، ولكن بين جميع الأجرام السماوية التي تدور حول الشمس.

بالعودة إلى القرن السابع عشر ، صاغ يوهانس كبلر ثلاثة قوانين مكنته من معرفة نسبيا المسافات بين الكواكب المعروفة في ذلك الوقت والشمس. أقوم بنشر قياسات كبلر 1618 بجانب قياسات أكثر دقة تم التقاطها في عام 2018 ، فقط لإظهار مدى دقة توقع كبلر للمسافات النسبية بين الكواكب والشمس:

1618 2018
الزئبق 0.389 0.38710
كوكب الزهرة 0.724 0.72333
أرض 1 1
المريخ 1.524 1.52366
كوكب المشتري 5.20 5.20336
زحل 9.510 9.53707
أورانوس x 19.1913
نبتون x 30.0690

عرف كبلر أن عطارد كان أقرب إلى الشمس بثلاث مرات تقريبًا من الأرض ، وكان المريخ على بعد نصف المسافة تقريبًا من الأرض مثل الأرض والشمس ، وكان كوكب المشتري أبعد خمس مرات عن الشمس من الأرض. لكنه لم يكن يعرف إلى أي مدى كان ذلك في الواقع في المسافة المطلقة. ولم يكن (حزينًا) أبدًا. توفي عام 1630 ولم نفكر حتى القرن الثامن عشر في طريقة لقياس المسافة من الأرض إلى الشمس.

في عام 1716 ، اقترح عالم الفلك الإنجليزي إدموند هالي استخدام عبور كوكب الزهرة عبر الشمس لقياس مسافة الأرض عن الشمس. كانت الفكرة الأساسية هي وجود محطتين مختلفتين على الأرض ، كلاهما بعيدًا عن بعضهما البعض ، لمراقبة كوكب الزهرة وهو يتحرك أمام الشمس. قياس المسافة بين كلتا المحطتين والفرق الزاوي لكوكب الزهرة عبر الشمس (المنظر الشمسي) سيسمح للعلماء بقياس المسافة المطلقة بين الأرض والزهرة. نظرًا لأن العلماء يعرفون المسافات النسبية بين الكواكب ، فإن ذلك سيسمح لهم بقياس المسافة بين الأرض والشمس.

قياس المسافة إلى الشمس

القول اسهل من الفعل. أولاً ، من الصعب قياس المسافة بين نقطتين على الأرض بدقة. ثانيًا ، الفرق الزاوي كما يُرى من الأرض صغير جدًا (الصورة أعلاه بالتأكيد ليست بمقياس). ثالثًا ، لا يتحرك كوكب الزهرة أبدًا عبر الشمس حتى نتمكن من رؤيته. وكان آخر عبور لها في عام 2012 وسيكون عبورها القادم في عام 2117. لكنها نجحت! كان العلماء في النهاية دقيقين تمامًا في قياس ما أصبح في النهاية واحدًا. إذا كنت تريد التعمق في الحسابات المحددة ، فإن منشور المدونة هذا يشرح ذلك جيدًا.

تعتبر au وحدة جيدة للمسافة داخل نظام نجمي ، لكنها صغيرة جدًا بالنسبة للمسافات بين النجوم. لذلك ، نحتاج إلى التحدث عن الوحدتين التاليتين من القياسات.

جانبا قليلا ، الآن بعد أن عرفنا c و au ، يمكننا حساب المدة التي يستغرقها ضوء الشمس للوصول إلى الأرض. الحساب واضح ومباشر: نظرًا لأن الوحدة الأسترالية الواحدة تساوي 150.000.000.000 مترًا وأن c تساوي 300.000.000 متر مكعب في الثانية ، فإن الضوء يستغرق حوالي 500 ثانية للانتقال من الشمس إلى الأرض. حوالي ثماني دقائق وعشرين ثانية. لذلك إذا تلاشت الشمس ، سنعرف بعد ثماني دقائق وعشرين ثانية فقط.

السنة الضوئية

السنة الضوئية (ly) تساوي 9.4607 x 10¹⁵ متر ، أي ما يعادل 63241 au. إنها المسافة التي يقطعها الضوء في فراغ في عام جوليان واحد. يتم تعريف السنة اليوليانية على أنها 362.25 يومًا بالضبط من 84.400 ثانية لأن السنة في التقويم الغريغوري ، التقويم الذي نستخدمه اليوم ، يتقلب قليلاً. لا ينبغي الخلط بين السنة اليوليانية وسنة في التقويم اليولياني.

نادرًا ما يستخدم الفلكيون كلمة ly لأنها ليست جزءًا من النظام الدولي للوحدات (SI). لكنها وحدة شائعة في الثقافة الشعبية وبعض أعمال الخيال العلمي ، ولهذا السبب أدرجتها هنا.

فرسخ

فرسخ واحد (كمبيوتر) هو 3.0857 × 10¹⁶ متر ، أي ما يعادل 2.06265 × 10⁵ au أو 3.26156 ly. كتب فرانك واتسون دايسون في ورقته البحثية عام 1913 أن عالم الفلك البريطاني هربرت هول تورنر هو أول من صاغ هذا المصطلح. Parsec هي الوحدة المفضلة في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

فرسخ فرسخ واحد هو مسافة شيء له زاوية اختلاف المنظر بمقدار ثانية واحدة قوسية. الثانية القوسية هي 1/60 من الدقيقة القوسية و 1/3600 من الدرجة. إنها زاوية صغيرة جدًا. افرد ذراعك أمامك وأخرج إبهامك. انظر إليها بعين مغلقة ثم الأخرى. ما لم تكن عملاقًا ، سيبدو كما لو أن إبهامك يقفز قليلاً من اليسار إلى اليمين. هذا اختلاف المنظر.

يمكننا استخدام المنظر لقياس المسافة إلى الأجرام السماوية لأن الأرض تتحرك حول الشمس. الفكرة العامة هي أن تنظر إلى نجم وتتذكر مكان وجوده في الفضاء. ثم تنتظر ستة أشهر ، حتى تصبح الأرض على الجانب الآخر من الشمس ، وتنظر إلى النجم مرة أخرى. سيكون قد تحرك قليلا. هذا أيضًا اختلاف المنظر.

شرح أساسي للفرسخ

كلما اقترب الجسم ، زادت زاوية المنظر. هذا هو سبب وجود علاقة عكسية بين الفرسخ والزاوية المنظر. صيغة الفرسخ هي (واحد au) / (زاوية المنظر). على سبيل المثال ، تمتلك Proxima Centauri زاوية اختلاف المنظر تساوي 0.76813 ، مما يعني أنها 1 / 0.76813 =

1.302 جهاز كمبيوتر بعيدا. سيريوس لها زاوية اختلاف المنظر تساوي 0.723 ، مما يعني أنها

1.383 جهاز كمبيوتر بعيدا. على الرغم من كونه ألمع نجم في سماء الليل ، فإن سيريوس أبعد قليلاً من بروكسيما سنتوري.

يستخدم علماء الفلك الكمبيوتر لقياس المسافة داخل مجرة ​​درب التبانة. يستخدمون kiloparsecs (kpc) للأجسام البعيدة ، و Megaparsecs (Mpc) للمجرات المتوسطة البعيدة ، و gigaparsecs (Gpc) للمجرات البعيدة.

ليستنتج

كان منشور المدونة هذا شرحًا موجزًا ​​لسرعة الضوء والوحدة الفلكية والسنة الضوئية والفرسخ. هناك المزيد لكل منها ، وهناك الكثير لقياس المسافة في الفضاء ، لكنني أعتقد أنني غطيت ما يكفي من الأساسيات لشخص عادي ليكون لديه فهم جيد لكيفية قياس علماء الفلك للمسافة في الفضاء.


هل المسافات بين جرمين سماويين هي مسافة مركزهما؟ - الفلك

ميل المريخ
ما هي البيانات التي ستكون ضرورية لتحديد مدار أي كوكب خارج كوكب المريخ؟

1. المعارضة الثلاثة - مسافات = أقصر مسافات.
2. الاقتران الثلاثة - المسافات = أكبر المسافات.
3. علاقة المدار بين كلا الكواكب ، عندما تكون المسافات من MARS إلى SUN معروفة.
4. الدوران الفلكي - مرات.

لحساب بيانات المدار هذه ، كان علينا أن نعرف أن الترتيب الكامل من بين أشياء أخرى يمثل تمثيلًا في المقياس الحقيقي لهذه البيانات والمسافات. ولكن تم ذلك بمساعدة مقاييس مختلفة.

المقياس أ = 1: 1.0 مليون
المقياس ب = 1: 3692 مليون

يقع خط CITY SQUARE - PYRAMID IN CRATER في المقياس 1: 1،0 مليون رمز لخط الاتصال بين EARTH و MARS أثناء معارضتهم المحيطية.

إذا كان لهذا الخط معنى مزدوج مثل كل شيء في هذا الترتيب أيضًا ، فمن الممكن أن يظهر مسافة أخرى أقصر بين جرمين سماويين فيما يتعلق بكوكب المريخ أيضًا. يمكن أن يكون الحد الأدنى للمسافة بين شمس ومارس حوالي 206،65 مليون كيلومتر. من هذا الفكر فإن المقياس الجديد لهذا الخط سيكون 206،65 / 55،96 = 1: 3،692 mio.

من المثلث المستطيل CITY SQUARE - THOLUS - PYRAMID IN CRATER يمكننا حساب المعارضة والاقتران - المسافات بين كلا الكواكب. ضروري لذلك كلا المقياسين ولكن دائمًا نفس طريقة الحساب.

المسافات بين كل من الكواكب لكل كوكب آخر:

1 - مسافات المعارضة:
أطوال الخطوط في مقياس 1: 1،0 ميو: CITY SQU. - بيرام. CRA. = 5596 كم
PYRAM.CRA. - ثولس = 22.03 كم
ثولس - ساحة المدينة = 51.44 كم

نتائج الاضافات هي:
5596 كم + 22.03 كم = 77.99 كم × 1.0 م. = وسطاء المعارضة
5596 كم + 2 × 22.03 كم = 100.02 كم × 1.0 م. = الحد الأدنى من المعارضة
5596 كم = 5596 كم × 1.0 م. = أقصى معارضة

2. مسافات الاقتران:
طول الخطوط بمقياس 1: 3592 م: CITY SQU. - بيرام. CRA. = 206.65 كم
PYRAM.CRA. - ثولس = 81.34 كم
ثولس - سيتي سكوير = 189.97 كم

نتائج الاضافات هي: (كل المسافات الآن تقال بالملايين كم)
206،65 + 189،97 = 396،62 مليون كم = أقصى حد. بالاشتراك
206،65 + 2 x 81،34 = 352،65 مليون كم = الحد الأدنى للاقتران
(396،62 + 352،65) x o، 5 = 374،64 مليون كيلومتر = اقتران متوسط

من الممكن رسم دائرتين. رقم واحد هو K1 ويبلغ قطره 55،96 كم. رقم اثنين يبلغ قطره 39.73 كم. نقطة مركز K2 هي نقطة مركز FACE.

العلاقة من الدائرة الكبيرة K1 = 55،96 km إلى الأصغر K2 = 39،73 km هي بالضبط 1 / 1،409.

هذا مطابق تمامًا للعلاقة من الأرض المحيطية بمسافة المدار - الشمس إلى المريخ - الشمس البالغة 1/1409. (بالنسبة الى جيسكو فون بوتكامر). لذا فإن علاقة المدارات معروفة أيضًا.

كيفية حساب أوقات الدوران siderical يرجى الاطلاع على التوسيع رقم 5 = THOLUS

علاقة الوجه / D & M.

سيتم عرض حدث نشأة عين الحصان المشتعلة مع الآثار بالطريقة التالية:

يمثل FACE و D & M Pyramid على كوكب المريخ تمثيلات تصويرية للأجرام السماوية ، لذا يمكننا تفسير المحاذاة من هذا القبيل. الوجه = الحصان = المريخ

D & M PYRAMID = SETH = COMET أو جرم سماوي آخر من هذا القبيل ، على سبيل المثال كويكب.

يحتوي D & M على قاعدة خماسية = إشارة إلى علامة البروج الخامسة لـ DUAT ، منزل SETH.

بعيدًا عن موقع خط العرض D & M ويستمر يومًا واحدًا على الأرض في ثوانٍ ، يمكننا حساب القياس السومري للطول السماوي. كوب واحد بطول 10.692 م.

D & M كرمز للمذنب الذي يهدف في وقت واحد إلى العين اليمنى للوجه وكوكب الأرض.

FACE = HOR هو رمز MARS = HORUS. لذا فإن العين اليمنى للوجه هي العين اليمنى للحورس التي أصبحت عين الحصان الملتهبة. هذا هو جزء من المريخ وقد نشأ من تأثير SETH على سطح المريخ. أصبحت هذه الأجزاء من المريخ خطرًا على كوكب الأرض وقد تحطمت على الأرض منذ 60 إلى 65 منذ ملايين السنين وفقًا للعديد من الأساطير.

وفقًا لذلك ، تمثل المعالم الأثرية في سيدونيا هذا الحدث الكوني بالضبط.

نشأة عين الحصان المشتعلة

سيتم تأكيد العلاقة بين الآثار على المريخ والأساطير المصرية أيضًا من خلال حقيقة أن أهرامات الجيزة هي مؤشر حسابي لموقع خط العرض الدقيق لهرم D & M على كوكب المريخ.

إن تمثيل المعالم الأثرية على المريخ كحدث كوني ، والذي كان مسؤولاً عن القضاء على حوالي 70٪ من جميع الأنواع ، التي عاشت على كوكب الأرض في ذلك الوقت ، سيثبت العملاق مع ما تم بناء الترتيب.

يتم إنشاؤه لأكثر من ملايين السنين. اليوم الآثار متآكلة للغاية ، لكنها موجودة. كان هذا الانهيار في الهياكل هو السبب ناسا كان يرى أن الهياكل هي مجرد "مسرحية من الضوء والظل". استنتاج خاطئ رأيناه.

من الأوصاف أعلاه رأينا أن جميع الأسماء القديمة لمارس هي أوصاف للخصائص الحقيقية لهذا الكوكب.


نحن على وشك الإنتهاء. لقد وجدنا المتجه صالذي يصف موقع الأرض نسبيا للشمس. سنستخدم الآن هذا المتجه لحساب مواضع جسمين على الشاشة. الحيلة هنا هي استخدام علاقة الكتلة والمسافة الموضحة في الشكل 2.

الشكل 2: العلاقة بين كتل جسمين والمسافات بمركز الكتلة المشترك.

بهذه المعرفة ، يمكننا أخيرًا حساب مواضع الجسمين. يتم حفظ المواضع في مجموعة state.positions ثم تُستخدم لإظهار الجسمين على الشاشة.


2. الطرق

2.1. مبدأ مراقبة المسافة القمرية

من الممكن تحديد الوقت وبالتالي خط طول الراصد عن طريق المسافة القمرية لأن الاختلاف في الحركة الظاهرة بين القمر والأجسام الأخرى يتسبب في تغيير المسافات الزاوية بين القمر وهذه الأجسام بشكل ملموس من ساعة إلى أخرى. يمكن استخدام مقارنة المسافة المرصودة مع المسافات المحسوبة لفترات زمنية معروفة بتوقيت جرينتش لتأسيس توقيت جرينتش في وقت المراقبة. في ذروة طريقة المسافة القمرية ، تم تضمين هذه المسافات المجدولة ، المسماة "مسافات المقارنة" ، بفواصل زمنية مدتها ثلاث ساعات لمختلف الأجسام البارزة في التقويم البحري (Raper ، Reference Raper 1908).

الفرق في الحركة الظاهرية بين القمر والنجوم ناتج أساسًا عن تغير القمر في الصعود الأيمن (RA) بالنسبة للنجوم وثانيًا لتغير القمر في الانحراف بالنسبة لتلك الأجسام. عندما يكمل القمر مدارًا واحدًا كاملًا في 27 · 3 أيام ، يجب أن يتحرك بالنسبة إلى النجوم بمعدل 13 درجة 2 في اليوم ، أو ما يقرب من 33 دقيقة قوسية في الساعة. يبلغ متوسط ​​الحركة الظاهرية الصافية للقمر قطرًا واحدًا ، أو ما يقرب من 0 · 5 ° قوسًا ، لكل ساعة بتوقيت جرينتش.

هذا الاختلاف في الحركة الظاهرية يجعل الطريقة تتطلب استخدامها في سياق عملي. تبلغ الحركة الظاهرية للقمر حوالي 30 ثانية قوسية في الدقيقة الزمنية ، وسينتج عن خطأ قياس قدره 1 دقيقة قوسية خطأ زمني قدره دقيقتان من الوقت ، أو 0 · 5 ° من خط الطول. حتى خطأ قياس قدره 0 · 1 دقيقة قوسية ، وهو أمر لا يكاد يذكر في معظم تحديد المواقع السماوية ، سوف يُترجم إلى خطأ قدره 12 ثانية من الوقت ، أو خطأ موقع يصل إلى 3 أميال بحرية ، اعتمادًا على خط العرض. في أي شيء أقل من الظروف المثالية في البحر ، يمكن أن يكون قصر خطأ القياس على أقل من دقيقة قوسية أمرًا صعبًا للغاية.

2.2. مراقبة المسافة القمرية

عند مراقبة المسافات القمرية ، من الأهمية بمكان اتخاذ مسافات متعددة ، بأكبر قدر ممكن من الدقة ، ومتوسطها لتقليل الخطأ العشوائي. يوصي Brunner (المرجع Brunner 2005) بتخطيط الملاحظات بعناية على ورق الرسم البياني ، وتجاهل القيم المتطرفة الواضحة ، ثم رسم خط الانحدار الخطي الأنسب عبر النقاط المتبقية. مرة أخرى ، يجب أن نتذكر أنه في هذه العملية ، تؤدي الأخطاء الصغيرة جدًا في الملاحظة إلى عدم دقة كبيرة في النتيجة النهائية. منصة مستقرة للمراقب أمر بالغ الأهمية من أجل جعل أطراف كلا الجسمين في محاذاة دقيقة. يجب تقليل حركة السفينة والاهتزاز والعوامل المماثلة قدر الإمكان.

2.3 البحث عن توقيت جرينتش باستخدام جداول ستارك

الخطوة الأولى في استخدام جداول ستارك هي "مسح" مسافة القمر المرصودة. إن "مسح" المسافة القمرية هو تصحيحها لتأثيرات اختلاف المنظر والانكسار ونصف القطر والزيادة ، بالإضافة إلى خطأ الفهرس (IE) في آلة السدس ، وذلك للوصول إلى المسافة الحقيقية الملحوظة التي تتمحور حول مركز الأرض على سطح القمر . من أجل استخدام جداول ستارك ، يجب على الراصد أن يأخذ ارتفاعات القمر والجسم الآخر ، قبل وبعد مراقبة المسافة القمرية نفسها ، أو أن يتخذ ارتفاعات من كلا الجسمين في وقت واحد مع مراقبة المسافة القمرية. يوفر هذا حجج الإدخال الضرورية لنموذج العمل الأول (Stark، Reference Stark 2010. P. x - xiii).

يجب على المراقب بعد ذلك حساب مسافات المقارنة للساعة الكاملة التي تسبق الملاحظة وتلك التي تلي الملاحظة باستخدام جداول ستارك (Stark، Reference Stark 2010. P. xiv).

تتم مقارنة المسافة القمرية المقطوعة بالمسافات المحسوبة لساعة GMT التي تسبق المراقبة وتليها. تتم مقارنة الفرق بين المسافة المحسوبة على القمر للساعة الكاملة السابقة بتوقيت جرينتش والمسافة القمرية المرصودة والمصفوفة بالفرق في المسافة القمرية بين الساعتين الكاملتين. ثم يتم تحويل هذا الاختلاف إلى وقت بالرجوع إلى جدول Stark's 8. وهذا يعطي زيادة GMT بالدقائق والثواني لتضاف إلى الساعة الكاملة GMT المقابلة للمسافة المحسوبة الأولى.

2.4 إيجاد الوقت وخط الطول بطريقة برونر

في طريقة Brunner ، يبدأ الملاح بوقت مفترض ، وخط طول مفترض بناءً على الوقت المفترض ، وخط عرض معروف. لا يلزم أن يكون وقت البداية المفترض وخط الطول المفترض قريبين بشكل خاص من الحقيقة حيث يتم عمل كل تكرار ، ويتم تصحيح الوقت المفترض وخط الطول المفترض حتى تتوافق المسافة القمرية المحسوبة مع المسافة القمرية التي تمت ملاحظتها بالفعل.

في هذه العملية ، يبدأ الملاح بحساب المسافة القمرية الحقيقية للوقت والموقع المفترضين باستخدام الصيغ:

حيث D هو الميل ، L هو خط العرض المعروف للمراقب ، LHA هي زاوية الساعة المحلية على أساس الوقت وخط الطول المفترضين و Z هي السمت المحسوب للجسم لهذه المدخلات. LD هي المسافة القمرية ، HO Moon هي الارتفاع المحسوب (HC) للقمر للمدخلات المذكورة أعلاه ، وتم تصحيحه من أجل المنظر والانكسار. حالة النجوم) والانكسار ، و Z Body - Z Moon هو الفرق في السمت المحسوب بين الجسم الآخر والقمر لهذا الوقت والموقع المفترض. يجب تنفيذ المعادلتين (1) و (2) بشكل منفصل للقمر وللجسم الآخر من أجل توفير الحجج المدخلة للمعادلة (3).

يقوم الملاح بعد ذلك بتطبيق تصحيحات نصف القطر والتعزيز على تلك المسافة. والنتيجة هي المسافة كما تبدو للمراقب على سطح الأرض في الوقت المفترض وخط الطول.

وتجدر الإشارة إلى أنه في طريقة Brunner (مرجع Brunner 2005) ، يجب تطبيق تصحيح IE الخاص بجهاز السدس على المسافة القمرية التي تمت ملاحظتها بالفعل. في طريقة Stark ، يتم أخذ تصحيح IE في الاعتبار كجزء من عملية المقاصة ، ولكن هذا ليس كذلك في طريقة Brunner.

في نهاية كل تكرار للحسابات ، يتم تحويل الفرق في المسافة المحسوبة على القمر والمسافة القمرية الملحوظة من المسافة الزاوية إلى الوقت بمعدل 115 ثانية من الوقت إلى 1 بوصة من القوس (Brunner، Reference Brunner 2005. P.11) . يتم بعد ذلك تطبيق فرق التوقيت هذا كتصحيح للوقت المفترض المستخدم في بداية ذلك التكرار ، وتحويله إلى خط طول (1 'من خط الطول يساوي 4 ثوانٍ من الوقت) ، كما يتم تطبيقه كتصحيح لخط الطول المفترض المقابل (برونر ، مرجع برونر 2005. ص 11). ينتج عن هذا وقت وخط طول مفترضان جديدان لبدء التكرار التالي. يجب أن تتقارب المسافة القمرية المحسوبة مع المسافة القمرية المرصودة في تكرارات متتالية. تم العثور على GMT وخط الطول الحقيقي للمراقب (بافتراض أخطاء طفيفة في الملاحظة ، وهو أمر غير مرجح للغاية في الممارسة العملية) عندما تتفق المسافة القمرية المحسوبة والمسافة القمرية المرصودة.


ما هو الباري سنتر؟ (مع صورة)

في علم الفلك ، مركز barycenter هو مركز كتلة جسمين أو أكثر من الأجرام السماوية يدوران حول بعضهما البعض ، أو النقطة التي تكون فيها الأجسام متوازنة. عندما يُعتقد تقليديًا أن جسمًا ما يدور حول آخر ، مثل القمر الذي يدور حول الأرض أو الأرض التي تدور حول الشمس ، فإن مركز المدار لا يكون أبدًا في المركز المباشر للجسم الأكثر ضخامة. بدلا من ذلك ، كلا الجسمين يدوران حول نفس النقطة ، مركز الثقل ، الذي قد يقع إلى حد ما بعيدًا عن المركز داخل الجسم الأكثر ضخامة.

كلما زاد الاختلاف في الكتلة بين جسمين في نفس نظام المدار ، زاد الاختلاف في الحجم بين مداري كل منهما. قد يكون جسمان لهما كتلة متساوية يدوران حول نفس النقطة يسافران في نفس المدار ويقيمان في نقاط متقابلة عليه ، أو قد يسافران في مدارات بيضاوية متباعدة حول مركز الباري. في نظام مثل نظام الأرض والشمس ، من ناحية أخرى ، بالكاد يتحرك الجسم الأكثر كتلة على الإطلاق مقارنة بالجسم الأقل كتلة.

يمكن العثور على مركز الثقل لجثتين يدوران حول بعضهما البعض عن طريق حساب المسافة بين الجسم الأكثر ضخامة ومركز الباريسين. تُعطى هذه المسافة من خلال المسافة بين مركزي الجسمين ، مضروبة في كتلة الجسم الأصغر مقسومة على الكتلة المشتركة لكلا الجسمين. إذا ص1 يستخدم لتمثيل المسافة بين مركز الكتلة الأكبر ومركز الكتلة ، أ تُستخدم لتمثيل المسافة من مركز كتلة إلى مركز الأخرى ، و م1 و م2 هي كتل الأجسام الأكبر والأصغر ، على التوالي ، يمكن استخدام المعادلة التالية: ص1 = أ * (م2 / (م1 + م2)). إذا ص1 أقل من واحد ، يقع مركز الباريز داخل الجسم الأكثر ضخامة.

بالإضافة إلى دورها كمحرر InfoBloom ، تستمتع Niki بتثقيف نفسها حول الموضوعات الشيقة وغير العادية من أجل الحصول على أفكار لمقالاتها الخاصة. تخرجت من جامعة كاليفورنيا ، حيث تخصصت في علم اللغة والأنثروبولوجيا.

بالإضافة إلى دورها كمحرر InfoBloom ، تستمتع Niki بتثقيف نفسها حول الموضوعات الشيقة وغير العادية من أجل الحصول على أفكار لمقالاتها الخاصة. تخرجت من جامعة كاليفورنيا ، حيث تخصصت في علم اللغة والأنثروبولوجيا.


الفلك

في علم الفلك ، واصل المسلمون تقليد بطليموس ، مع الاستفادة على نطاق واسع من معرفة الفرس والهنود. أسس علماء الفلك الإسلاميون الأوائل ، الذين ازدهروا خلال النصف الثاني من القرن الثاني / الثامن في بغداد ، أعمالهم الفلكية إلى حد كبير على جداول فلكية فارسية وهندية. أهم الأعمال الفلكية المحفوظة في بلاد فارس قبل الإسلام هي طاولات الملك (Zīj-i Shāhī أو Zīj-i Shahriyārī) ، التي تم تأليفها حوالي عام 555 م ، في عهد الملك الساساني أنيشروان العادل ، وأسسوا أنفسهم. in much of it on the theories and astronomical practices of the Indians.
This work was for Sasanian astronomy what the Siddhānta were for the Indians and the Almagest for the Greeks it had in the formation of Islamic astronomy the same important role of these last sources. This text - which possessed various distinctive characters, including setting the beginning of the day at midnight rather than midday, as was customary - was translated into Arabic by Abū'l-æasan al-Tamīmī, with a commentary of Abū Ma'shar (Albumasar), the most famous Muslim astrologer. The Zīj-i Shāhī were the basis of the astronomical activity of famous astronomers such as Ibn al-Naubakht and Māshā'allāh (Messala), who flourished during the reign of al-Manöūr, and who made a contribution to the preliminary calculations for the foundation of the city ​​of Baghdad. Along with some astrological treatises, in which the typically Sasanian emphasis on Jupiter-Saturn conjunctions was transmitted to the Muslims, the Zīj-i Shāhī represent the most important astronomical legacy of Persian sasanide, and the oldest foundation for the foundation of the Islamic astronomy.
With the first official astronomer of the Abbasids, Muáammad al-Fazārī, who died around the 161 / 777, direct Indian influence became dominant. In the 155 / 771 an Indian mission arrived in Baghdad to teach you the Indian sciences and to cooperate in the translation of texts in Arabic. A couple of years later the al-Fazārī zīj appeared, based on the Siddhānta of Brahmagupta. Al-Fazārī also composed various astronomical poems and was the first in Islam to build an astrolabe, which later became the typical instrument of Islamic astronomy. His main work, which became known as the Great Siddhānta, remained the sole basis of astronomical science until the time of al-Ma'mūn, in the third / ninth century.
Active in introducing Indian astronomy into Islam, he was a contemporary of al-Fazārī, Ya'qūb ibn Tariq, who studied under the guidance of an Indian master and became very expert in the field. Mainly through the efforts of these two men, more than all the others, Indian astronomy and mathematics were introduced into the current of Islamic science. Other works in Sanskrit, particularly the Siddhānta of Āryabhata, had a certain diffusion in this period, remaining, together with the already mentioned Persian works, the authoritative sources of astronomy up to the time of al-Ma'mūn, when they were translated into Greek Greek works.
Within the ample movement that took place under al-Ma'mūn to translate foreign works into Arabic, fundamental Greek astronomical texts became available, which substituted to some degree the Indian and Persian works that had monopolized the field until that period. The Almagest was translated several times, and the Tetrabiblos (Quadripartitum) and the astronomical tables of Ptolemy, known as Canones procheiroi, were also translated.
With these and other translations from the Greek and the Syriac the ground was prepared for the rise of Islamic astronomy, and in the third / ninth century some of the greatest figures of science appeared on the scene. The first part of the century was dominated by æabash al-æāsib, under whose direction the "ma'mūniche" tables were composed from al-Khwārazmi, who, in addition to his important mathematical writings, left significant astronomical tables and from Abū Ma'shar. The latter is the Muslim astrologer most often cited in the West, and his Introductorium magnum in astrologiam was translated and printed several times in Latin. Al-Farhānī (Alfragano), the author of the well-known Elements of astronomy, also belongs to the period of al-Ma'mūn.
In the second half of the III / IX century the study of astronomy continued its rapid course. Al-Nairīzī (Anarizio) commented on the Almagest and wrote the most complex treatise ever written in Arabic on the spherical astrolabe (or armilla). His contemporary Thābit ibn Qurrah (Tebizio) also played a leading role in the field of astronomy he is particularly famous for having supported the theory of oscillatory motion of the equinoxes. To account for this trepidation, he added a ninth sphere to the eight of Ptolemaic astronomy, an innovation adopted by most of the later Muslim astronomers.
His compatriot al-Battānī (or Albategno), whom some authors consider the greatest Muslim astronomer, soon followed Thābit ibn Qurrah and continued his line of study, while repudiating the theory of trepidation. Al-Battānī made some of the most accurate observations in the annals of Islamic astronomy. He discovered the shift of the apogee of the Sun from the time of Ptolemy, observation that led him to the discovery of the motion of solar apsides. He determined the extent of the 54,5 precession '' per year, and the inclination of the ecliptic to 23 ° 35 '. He also discovered a new method for determining the time of the vision of the new Moon, and made a detailed study of solar and lunar eclipses, still used in the eighteenth century by Dunthorn in his determination of the gradual variation of the motion of the Moon. The main astronomical work of al-Battānī, which also contains a series of plates, became known in the West under the title De scientia stellarum it remained one of the fundamental works of astronomy until the Renaissance. It is not surprising that his works have received, in the edition with translation and commentary by the famous Italian scholar CA Nallino, a study more attentive than the one dedicated to the works of any other Muslim astronomer in modern times.
Astronomical observation was carried out during the fourth / tenth century by figures like Abū Sahl al-Kūhī and 'Abd al-Raámā al-ūfī. The latter is particularly famous thanks to the Figures of the stars, which G. Sarton, the eminent historian of Islamic science, considers, together with the zij of Ibn Yunus and those of Ulugh Beg, one of the three greatest masterpieces of astronomy of observation in Islam. This book, which provides a chart of fixed stars with figures, was widely used both in the East and in the West his manuscripts are among the most beautiful in medieval scientific literature. This period also includes Abū Sa'īd al-Sijzī, who was particularly noted for having built an astrolabe based on the motion of the Earth around the Sun, and the aforementioned Abū'l-Wafā 'al-Buzjānī, who, in addition to being among the most remarkable Muslim mathematicians, he was also an expert astronomer. He wrote a simplified version of the Almagest to facilitate the understanding of Ptolemy's work, and he spoke of the second part of the Moon's uprising in such a way as to induce the French scholar L. Am. Sillillot began a long controversy in the nineteenth century on the alleged discovery by Abū'l-Wafā 'of the third inequality of the Moon. In any case, current opinion tends to discredit this thesis, and to reconfirm Tycho Brahe as his discoverer.
Finally, we must mention, as one of Abū'l-Wafā's contemporaries, the Andalusian alchemist and astronomer Abū'l-Qāsim al Majrīøī, whose fame is linked above all to his hermetic and occultist writings. Al-Majrīøī was also a capable astronomer and wrote comments on the plates of Muhammad ibn Mūsā al-Khwārazmī and the Planisphaerium of Ptolemy, as well as a treatise on the astrolabe. Moreover, it was he and his disciple al-Kirmānī who made the Epistles of the Brothers of Purity known in Andalusia.
The 397th / 1007th century, which marks the apogee of activity in the Islamic sciences, also witnessed the work of various important astronomers, including al-Bīrūnī, whose determination of latitudes and longitudes, geodetic measurements and various important astronomical calculations make him one of the main figures in this field. Ibn Yūnus, who was the astronomer of the Fatimid court in Cairo, completed his Zīj (the Hākimite Tablets) in XNUMX/XNUMX, and thus made a lasting contribution to Islamic astronomy. These tables, in which many constants were carefully remeasured, are among the most accurate that were compiled during the Islamic period. Ibn Yūnus is considered for this reason by some historians of science, such as Sarton, perhaps the most important Muslim astronomer, regardless of the fact that he was a skilled mathematician, who solved spherical trigonometry problems by means of orthogonal projections and who was probably the first to study the isometric oscillatory motion of a pendulum - an investigation that later led to the construction of mechanical clocks.
At the second half of this century belongs the first eminent Spanish astronomer of observation, al-Zarqālī (Arzachel). He invented a new astronomical instrument called öaáīfah (Saphaea Arzachelis), which became very well known he is also attributed the explicit demonstration of the motion of the apogee of the Sun with respect to fixed stars. Its most important contribution is constituted, however, by the publication of the Toledan Tables, composed with the help of various other Muslim and Jewish scientists, and widely used by both Latin and Muslim astronomers of later centuries.
Spanish astronomy after al-Zarqālī developed into an anti-systemic vein, in the sense that they began to be criticized against the theory of epicycles. In the 6th / 12th century he began to criticize the Ptolemaic planetary system Jābir ibn Aflāá, which in the West was known as "Geber" and was often mistaken for the famous alchemist. Also the philosophers Avempace and Ibn Tufail (known in the West as Abubacer) criticized Ptolemy. Avempace, under the influence of the Aristotelian cosmology, which was then beginning to become dominant in Andalusia, proposed a system based exclusively on eccentric circles Ibn Tufail is considered the author of a theory that was developed more fully by one of his disciples of the VII / XIII century, al-Bitrūjī (Alpetragio). This was a complex system of homocentric spheres that was also called "spiral motion theory" because in his vision the planets seem to perform a sort of "spiral" movement. Although this new system did not present any advantage over the Ptolemaic, and could not supplant it, direct criticism of the Ptolemaic system from al-Bitrūjī and earlier astronomers was used by Renaissance astronomers as an effective tool against Ptolemy's old astronomy.
Even in the East a certain dissatisfaction with the Ptolemaic system went hand in hand with the astronomical work based on his theory. The Sanjarī Zīj, composed in the 6th / 12th century by al-Khāzinī, were followed by the Ilkhanid Tablets of the 7th / 13th centuries, which were the result of observations made in Maragha. But at the same time Naöir al-Dīn al-Tūsī, the most important astronomer of Maragha, also severely criticized Ptolemy. In his Memorial of astronomy, al-Tūsī clearly demonstrated his dissatisfaction with the Ptolemaic planetary theory. In fact, al-Tūsī proposed a new planetary model that was completed by his disciple Qutb al-Dīn al-Shīrāzī. This new model sought to be more faithful than the Ptolemaic model to the concept of the spherical nature of the heavens, placing the Earth in the geometric center of the celestial spheres and not at some distance from the center, as we find in Ptolemy. Al-Tūsī then conceived two spheres rotating one inside the other to explain the apparent motion of the planets.
This is why the American historian of Islamic mathematicians, ES Kennedy, who discovered this planetary model, designated it as the "pair of Al-Tūsī", since it represents the sum of two mobile vectors. Al-Tūsī intended to calculate the details of this model for all planets, but evidently did not complete this project. On his disciple Quøb al-Dīn al-Shīrāzī the task was to elaborate a variation of this model for Mercury, and on the damascene astronomer of the VIII / XIV century Ibn al-Shāøir to complete the lunar model in his Text of the investigation. final in the amendment of the elements. Ibn al-Shāøir, referring to the model of Al-Tūsī, did without the eccentric deferent of Ptolemy and introduced a second epicycle in the solar and lunar systems. The lunar theory proposed two centuries later by Copernicus is the same as Ibn al-Shāøir, and it seems that Copernicus was somehow aware of this late development of Islamic astronomy, perhaps through a Byzantine tradition. All that is astronomically new in Copernicus can be found substantially in the school of al-ßūsī and his disciples.
The tradition of Maragha was continued by the direct disciples of al-Tūsī, such as Quøb al-Dīn al-Shīrāzī and Muáyī al-Dīn al-Maghribī, as well as by the astronomers gathered by Ulugh Beg in Samarkand, as Ghiyāth al-Dīn al-Kāshānī and Qūshchī. It survived even to modern times in various regions of the Islamic world, such as northern India, Persia and, to a certain extent, Morocco. Many comments were made on earlier works, such as the commentary on the Qūshchī treaty on astronomy, by 'Abd al-æayy Lārī in the eleventh / seventeenth century, which was popular in Persia up until modern times.
This later tradition of Islamic astronomy continued to correct the mathematical shortcomings of the Ptolemaic model, but it did not break the boundaries of the closed Ptolemaic universe, which was so intimately connected to the medieval worldview. It is true that many of the later medieval astronomers criticized various aspects of Ptolemaic astronomy. It is also certain that astronomers such as al-Bīrūnī knew the possibility of the motion of the Earth around the Sun and even - as al-Bīrūnī proposed in his letters to Avicenna - the possibility of an elliptical rather than circular motion of the planets. However, none of them took, nor could, take the step of breaking with the traditional world view, as would have happened in the West in the Renaissance - because such a decision would have meant not only a revolution in astronomy, but also an upheaval in the religious sectors. , philosophical and social. The influence of the astronomical revolution on the mind of man cannot be overestimated. As long as the hierarchy of knowledge remained intact in Islam, and scientia continued to be cultivated within the sapientia, a certain "limitation" in the physical domain was accepted in order to preserve the freedom of expansion and realization in the spiritual domain. The wall of the cosmos was preserved in order to protect the symbolic meaning that such a walled view of the cosmos held for most of humanity. It was as if the ancient scientists and scholars predicted that the collapse of that wall would also destroy the symbolic content of the cosmos, and even erase the meaning of the "cosmos" (lit. order) for the great majority of men, for whom it is difficult conceive the sky as incandescent matter that swirls in space and at the same time as the Throne of God. Thus, despite all the technical possibility, the step towards breaking the traditional vision of the world was not taken, and Muslims were content to develop and perfecting the astronomical system which they had inherited from the Greeks, Indians and Persians, and which had been fully integrated into the Islamic worldview.
The various new features of Islamic astronomy include, in addition to all the improvements made to the Ptolemaic system, the stellar catalog of Ulugh Beg, which was the first new catalog from the time of Ptolemy, and the replacement of the calculation of the strings with the calculation of breasts and with trigonometry. The Muslim astronomers also modified the general system of the Alexandrians in two important aspects. The first modification consisted in abolishing the eight spheres that Ptolemy had hypothesized to communicate the diurnal motion to each sky the Muslims replaced a single starless sky at the edge of the universe, above the sky of the fixed stars, which in carrying out its daytime rotation carries all the other heavens with it. The second modification, which was of greater importance to the philosophy of the sciences, implied a change in the nature of the heavens. Among the many problems of astronomy, those that were particularly interesting for Muslim astronomers concerned the nature of the celestial bodies, the planetary motion and the distance and size of the planets, which were connected with calculations based on the mathematical models with which they operated. They obviously had a great interest in descriptive astronomy, as their new stellar catalogs and the new observations of the skies demonstrate.
It is well known that, in the Almagest, Ptolemy had dealt with the celestial spheres as purely geometrical forms, hypothesized in order to "save the phenomena". He therefore followed the tradition of Greek mathematical astronomers, who were not so much interested in the ultimate nature of the heavens, but in the means of describing their motions according to mathematical laws. The Muslims, reacting against this point of view, proceeded to "solidify" the Ptolemaic skies, in accordance with the "realistic" perspective of the Muslim mentality and, following trends already present in the hypotheses on the planets, sometimes attributed this concept to Ptolemy himself. Muslims have always considered the role of natural science in the discovery of those aspects of Reality represented in physical existence, rather than the creation of mental constructs to impose upon Nature, without having a necessary correspondence with the various aspects of Reality. The solidification of the abstract Ptolemaic skies thus represents a profound transformation of the meaning and role of the mathematical sciences in their relationship with Nature, a fundamental problem for the philosophy of the sciences.
The tendency towards the "physical" interpretation of the heavens was already evident in the writings of the astronomer and mathematician of the third / ninth century, Thābit ibn Qurrah, and especially in his treatise on the constitution of the heavens. Although the original of this treatise has apparently been lost, quotations in the works of many later authors, including Maimonides and Albertus Magnus, indicate that Thābit ibn Qurrah had conceived the heavens as solid spheres, with a compressible fluid interposed between the orbs and eccentrics.
This process of transforming the abstract skies of the Greeks into solid bodies was carried out by Alhazen, who is more famous for his studies in optics than for his studies in astronomy. In his Compendium of Astronomy (although the Arabic original has been lost, versions in Hebrew and Latin remain), Alhazen describes the motion of the planets not only in terms of eccentrics and epicycles, but also according to a physical model that exerted a great influence on the Christian world up to the time of Kepler. It is curious, however, that Muslim philosophers and scientists did not generally recognize, it seems, the implications of this solidification of the Ptolemaic skies. Andalusian Peripatetics, such as Ibn Tufail and Averroes, continued to attack Ptolemaic astronomy in the name of Aristotelian physics, neglecting to consider Alhazen's work as well - perhaps because, as Duhem suggests, it would have weakened their reasoning. However, with the Spanish translation of the Treaty of Alhazen, following the directive of Alfonso the Savio, the work instead became a tool of Ptolemy's Latin supporters in their defense against attacks by the Peripatetics. Even in the Muslim world it was now regarded with favor by astronomers three centuries later Nāsī al-Dīn al-Tūsī would have composed a treatise on the heavens based on the Compendium of Alhazen and following his ideas very closely.
Almost all Muslim astronomers, and especially those who dealt with mathematical astronomy, faced the problem of planetary motions. Few, however, treated him with such depth and rigor as al-Bīrūnī. We have already had occasion to mention the name of al-Bīrūnī as one of the most universal Muslim scientists and scholars. In astronomy, as well as in physics and history, he made many leading contributions. His Canon of al-Mas'ūdī is the most important Muslim astronomical encyclopedia it deals with astronomy, astronomical geography and cartography, and various branches of mathematics, drawing on the writings of the Greeks, Indians, Babylonians and Persians, as well as previous Muslim authors, and also on its own observations and measurements . If his work had been translated into Latin it would certainly have become famous as the Canon of Avicenna. Writing around the same time as Alhazen, al-Bīrūnī described the motion of the planets in the manner of Ptolemy, putting the system of eccentrics and epicycles into that very complex form for which medieval astronomy has become famous. This astronomical encyclopedia is the best proof of the mental processes of the Muslim astronomical scientist, when he tried to decipher the complex planetary motions in terms of the Pythagorean circles - on the one hand by transforming the abstract geometric figures of the Greeks into concrete spheres, on the other by preserving idea of ​​celestial harmony which had deeply imbued the spirit of the Greek Gnostics, especially of the school of Pythagoras.
Another problem that occupied a central position in Muslim astronomy was that of the size of the cosmos and planets. Of the various attempts made by Muslim astronomers to determine the distances and sizes of planets, none became as well known as that of al-Farghānī, the XNUMXrd / XNUMXth century Transoxiana astronomer. His Elements of Astronomy (Rudimenta astronomica) were translated into Latin, and the distances given in them were universally accepted in the West until the time of Copernicus. In determining the distances of the planets, al-Farghānī followed the theory that in the universe there is no "wasted space" - that is, that the apogee of one planet is tangent to the perigee of the next. The distances given by al-Farghānī for the apogee and perigee of each planet in the epicyclic system correspond to the eccentricities of the ellipses in modern astronomy.


Lunar Distance

With the invention of the chronometer in 1759, mariners were, for the first time, able to calculate longitude by finding the difference between Greenwich Mean Time and Local Time. However, the marine chronometer did not become affordable until around 1850 and so they were not widely used until about that time. It would seem therefore that, for most of the 18th. and 19th. centuries, those mariners who were unable to obtain a chronometer would be unable to calculate their longitude. However, there are other methods of calculating longitude which do not rely on the use of a chronometer and one of those that was widely used until the late 19th. century was the method of Lunar Distance.

The Moon completes an orbit of the Earth in 27.3 days, moving from West to East. Therefore, in one day it will move 13.18 o with respect to the Sun, the stars and planets. So, in one hour it will move 0.55 o and in 1 minute it moves 0.009 o . These figures are approximated in the following table:

This should not be confused with the fact that, as the Earth revolves about its own axis from West to East, the celestial bodies that are visible in the sky, including the Sun and the Moon, will appear to move in the opposite direction i.e. from East to West at an approximate rate of 15 o of longitude per hour. Click here for a fuller explanation of this.

The navigator uses a sextant to measure the angle between the Moon and the Sun (or another celestial body) this is the lunar distance at his position.

The Nautical Almanac contains a table of lunar distances and the Greenwich Mean Time at which they occur on the Greenwich Meridian (see the extract below).

If the navigator measures the lunar distance at his position, he will be able to compare the result with the lunar distance at Greenwich as tabulated in the Nautical Almanac. He will then be able to calculate the difference between the two measurements. In this way, he will be able to calculate the Greenwich Mean Time and by comparing this with his local time, he will be able to calculate his longitude.

For example if the difference in Lunar Distance is 2 o .5 then the time difference must be 2.5/0.5 = 5 hours. In 5 hours the Sun moves 5 x 15 = 75 o so the difference in longitude is 75 o

ملحوظة. Local time can be calculated by one of several methods, one of which is by measuring the altitude of the Sun at noon . Since this can be checked daily, a less accurate time piece than a chronometer could be used to record local time for a 24 hour period. (In the 18th. and 19th. centuries, this could have been an hour glass).

A fuller explanation of this topic is given in the book ‘Astro Navigation Demystified’.


شاهد الفيديو: حقائق مذهلة عن كوكب نبتون (شهر نوفمبر 2022).