φ = 90° - pôle Nord

Seulement au Pôle le jour et la nuit durent six mois. Le jour de l'équinoxe vernal, le Soleil fait un cercle complet à l'horizon, puis chaque jour il tourne en spirale plus haut, mais pas plus haut que 23 ° 27 (le jour solstice d'été). Après cela, révolution après révolution, le Soleil redescend à l'horizon. Sa lumière est réfléchie à plusieurs reprises par la glace et les hummocks. En un jour équinoxe d'automne Le soleil contourne à nouveau tout l'horizon, et ses tours suivants vont 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 seulement près du jour solstice d'hiver il fait noir. C'est le milieu de la nuit polaire. Mais le Soleil ne tombe pas sous l'horizon en dessous de 23° 27. La nuit polaire s'éclaircit progressivement et l'aube du matin s'éclaire.

φ \u003d 80 ° - une des latitudes de l'Arctique

Le mouvement du Soleil à la latitude φ = 80° est typique des régions situées au nord du cercle arctique, mais au sud du pôle. Après le jour de 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 se coucher sous l'horizon, le touche au point nord et se lève à nouveau, fait le tour du ciel, se déplaçant sur 360°. Le parallèle quotidien est situé à un léger angle par rapport à l'horizon, le Soleil culmine au-dessus de la pointe sud et descend au 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 un autre révolution quotidienne dans le ciel. Ainsi le Soleil monte en spirale de plus en plus haut jusqu'au jour du solstice d'été, qui marque le milieu du jour polaire. Alors les tours du mouvement quotidien du Soleil descendent de plus en plus bas. Lorsque le Soleil touchera l'horizon à la pointe nord, le jour polaire se terminera, qui a duré 4,5 mois (du 16 avril au 27 août), la deuxième période de nuits blanches commencera du 27 août au 28 septembre. Alors 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 à l'horizon se raccourcit. L'un des jours précédant le solstice d'hiver, le Soleil ne se lève pas au-dessus de l'horizon à midi, la nuit polaire commence. Le soleil, se déplaçant en spirale, s'enfonce de plus en plus sous l'horizon. Le milieu de la nuit polaire est le jour du solstice d'hiver. Après cela, le Soleil tourne à nouveau en spirale vers l'équateur. Par rapport à l'horizon, les tours de la spirale sont inclinés, par conséquent, lorsque le Soleil se lève dans la partie sud de l'horizon, il devient clair, puis il redevient sombre, il y a une lutte entre la lumière et l'obscurité. A chaque tour, le crépuscule diurne s'éclaircit et, enfin, le Soleil apparaît un instant au-dessus de l'horizon sud (!). Ce faisceau 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 au-dessus de l'horizon, décrivant un arc de plus en plus grand. Plus la latitude est grande, plus les jours polaires et les nuits polaires sont longs, et plus la période de changement quotidien des jours et des nuits entre eux est courte. Sous ces latitudes, un long crépuscule, car Le soleil passe sous l'horizon avec un léger angle. Dans l'Arctique, le Soleil peut se lever en tout point de l'horizon est du nord au sud, et se coucher également en tout point de l'horizon ouest. Dès lors, le navigateur, qui croit que le Soleil se lève toujours à la pointe de l'est et se couche à la pointe, court le risque de faire une erreur de cap de 90°.

φ = 66°33" - Cercle Arctique

Latitude φ \u003d 66 ° 33 "- la latitude maximale qui sépare les régions dans lesquelles le Soleil se lève et se couche chaque jour des régions dans lesquelles on observe des jours polaires fusionnés et des nuits polaires fusionnées. À cette latitude en été, les points de lever du soleil et le coucher du soleil se déplace avec de "larges marches" des points est et ouest à 90 ° nord, de sorte que le jour du solstice d'été, ils se rencontrent au point nord. Par conséquent, le Soleil, étant descendu à l'horizon nord, se lève immédiatement à nouveau, de sorte que deux jours se confondent en un jour polaire continu (21 et 22 juin Avant le jour polaire et après celui-ci, des périodes de nuits blanches s'installent. La première - du 20 avril au 20 juin (67 nuits blanches), la seconde - à partir de juin 23 au 23 août (62 nuits blanches).Le jour du solstice d'hiver, les points de lever et de coucher du soleil se rejoignent à la pointe sud.Il n'y a pas de jour entre deux nuits.La nuit polaire dure deux jours (22, 23 décembre) Entre le jour polaire et la nuit polaire, le Soleil se lève et se couche tous les jours, 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, quand "une aube se précipite pour en remplacer une autre", c'est-à-dire Le soleil descend légèrement sous l'horizon la nuit, de sorte que ses rayons illuminent l'atmosphère. Mais les habitants de Saint-Pétersbourg se taisent sur leurs "journées noires", 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 la navigation) de Saint-Pétersbourg sont particulièrement bon en combinaison avec son architecture et la Neva Ils commencent vers le 11 mai et durent 83 jours jusqu'au 1er août. Heures de jour- au milieu de l'intervalle - vers le 21 juin. Au cours de l'année, les points de lever et de coucher du soleil se décalent le long de l'horizon de 106°. Mais les nuits blanches sont observées non seulement à Saint-Pétersbourg, mais le long de 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 représentée sur la figure est si grand que, en comparaison, la Terre ressemble à un point (elle est symbolisée 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 (C) à l'horizon. Le jour de l'équinoxe vernal (21.03), le Soleil se lève exactement à l'est, se lève dans le ciel, se déplaçant vers le sud. Au-dessus du point sud - la position la plus élevée du Soleil un jour donné - le point culminant supérieur, c'est-à-dire midi, puis il "descend" et se couche exactement à l'ouest. Le mouvement ultérieur du Soleil se poursuit sous l'horizon, mais l'observateur ne le voit pas. A minuit, le Soleil atteint un point culminant inférieur sous le point nord, puis remonte à l'horizon oriental. 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 à la pointe de l'est, mais en un point légèrement décalé vers le nord, le parallèle journalier passe sur le précédent, la hauteur du Soleil à midi est supérieure à celle du précédent jour, le point de calage est également décalé vers le nord. Ainsi, le parallèle quotidien du Soleil n'est plus divisé par l'horizon en deux : la majeure partie est au-dessus de l'horizon, la plus petite est en dessous de l'horizon. La moitié estivale de l'année arrive. Les points de lever et de coucher du soleil se déplacent de plus en plus vers le nord, de plus en plus du parallèle est 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 jour du solstice d'été, les parallèles journaliers du Soleil descendent vers l'équateur. Le jour de l'équinoxe d'automne (23.09), le Soleil se lève et se couche à nouveau aux points d'est et d'ouest, passe le long de l'équateur. À l'avenir, le Soleil descend progressivement jour après jour sous l'équateur, avec les points de lever du soleil et le coucher du soleil se décalant vers le sud jusqu'au jour du solstice d'hiver (23.12) également de 43.5°. heure d'hiver est sous l'horizon. La hauteur du Soleil à midi diminue à 12 ° 14 ". Le mouvement supplémentaire du Soleil le long de l'écliptique se produit le long des parallèles, se rapprochant à nouveau de l'équateur, les points de lever et de coucher du soleil reviennent aux points d'est et d'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 de 87 °. Les points de coucher du soleil "marchent" respectivement 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 - 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 sur 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 au 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 équivaut à la nuit(pendant 12 heures). Les points de lever et de coucher du soleil se décalent légèrement des points d'est et d'ouest, pas plus de 23°27" vers le sud et de la même quantité vers le nord. Il n'y a pratiquement pas de crépuscule, une journée chaude et lumineuse est brusquement remplacée par une nuit noire.

φ \u003d 23 ° 27 "- Tropique Nord

Le soleil se lève fortement au-dessus de l'horizon, pendant la journée il fait très chaud, puis il descend fortement au-dessous de l'horizon. Le crépuscule est court, les nuits sont très sombres. Le plus trait saillant est que le Soleil une fois par an, le jour du solstice d'été, atteint son zénith 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 oriental et se couche à l'ouest. Après le lever du soleil, le soleil se lève partie nord horizon à midi, à minuit passe sous l'horizon sud. 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 de l'hémisphère nord. La seule différence est que de l'est, le Soleil se déplace vers l'horizon nord, et non vers le sud, culmine sur la pointe nord à midi, puis se couche également sur l'horizon ouest. Les saisons dans les hémisphères nord et sud sont opposées.

φ \u003d 10 ° - une des latitudes de la zone chaude

Le mouvement du Soleil à une latitude donnée est caractéristique de tous les lieux situés entre les tropiques nord et sud de la Terre. Ici, le Soleil passe au 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, 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 noir.

Si un mesurez chaque jour à quel angle le Soleil se lève au-dessus de l'horizon à midi - cet angle s'appelle midi - alors vous pouvez voir qu'il n'en est pas de même en jours différents et bien plus en été qu'en hiver. Cela peut être jugé sans aucun instrument goniométrique, simplement par la longueur de l'ombre projetée par le pôle à midi : plus l'ombre est courte, plus la hauteur de midi est grande, et plus l'ombre est longue, plus la hauteur de midi est petite. Le 22 juin, dans l'hémisphère Nord, la hauteur du Soleil à midi est à son maximum. C'est le jour le plus long de l'année dans cette moitié de la Terre. C'est ce qu'on appelle le solstice d'été. Plusieurs jours d'affilée hauteur de midi Soleil change extrêmement peu (d'où l'expression "solstice"), et donc et la durée du jour ne change guère non plus.

Six mois plus tard, le 22 décembre, c'est le solstice d'hiver dans l'hémisphère nord. Alors la hauteur à midi du Soleil est la plus petite et le jour est le plus court. Encore une fois, pendant plusieurs jours d'affilée, la hauteur du Soleil à midi change extrêmement lentement et la longueur du jour ne change pratiquement pas. La différence entre les hauteurs du Soleil à midi le 22 juin et le 22 décembre est de 47°. Il y a deux jours dans une année où la hauteur du Soleil à midi est exactement 2301/2 plus basse que le jour du solstice d'été, et du même montant plus élevée que le jour du solstice d'hiver. Cela se produit le 21 mars (début du printemps) et le 23 septembre (début de l'automne). Ces jours-là, la durée du jour et de la nuit est la même : le jour est égal à la nuit. Alors Le 21 mars est appelé l'équinoxe vernal et le 23 septembre est l'équinoxe d'automne.

Pour comprendre pourquoi il y a un changement dans la hauteur du Soleil à midi au cours de l'année, nous allons faire l'expérience suivante. Prenons un globe. L'axe de rotation du globe est incliné sur le plan de son socle d'un angle de 6601/r, et l'équateur d'un angle de 23C1/2. Les valeurs de ces angles ne sont pas accidentelles : l'axe de la Terre est incliné par rapport au plan de sa trajectoire autour du Soleil (orbite) également de 6601/2.

Mettons une lampe brillante sur la table. Elle sera représenter Le soleil. Éloignons-nous avec le globe à une certaine distance de la lampe afin de pouvoir

était de porter un globe autour d'une lampe; le milieu du globe doit rester au niveau de la lampe et le support du globe doit être parallèle au sol.

Tout le côté du globe faisant face à la lampe est éclairé.

Nous essaierons de trouver une position du globe telle que la frontière de la lumière et de l'ombre passe simultanément par les deux pôles. Cette position par rapport au Soleil que le globe a le jour de l'équinoxe de printemps ou le jour de l'équinoxe d'automne. En faisant tourner le globe autour de son axe, il est facile de voir que dans cette position, le jour devrait être égal à la nuit et, de plus, simultanément dans les deux hémisphères - nord et sud.

Nous plantons une épingle perpendiculaire à la surface à un point tel sur l'équateur qu'elle regarde directement la lampe avec sa tête. Alors nous ne verrons pas l'ombre de cette épingle; cela signifie que pour les habitants de l'équateur Le soleilà midi, il est à son zénith, c'est-à-dire qu'il se dresse directement au-dessus de sa tête.

Déplaçons-nous maintenant avec le globe autour de la table dans le sens inverse des aiguilles d'une montre et parcourons un quart de notre trajectoire circulaire. En même temps, nous devons nous rappeler que lors du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil, la direction de son axe reste inchangée tout le temps, c'est-à-dire que l'axe du globe doit se déplacer parallèlement à lui-même sans changer son inclinaison.

Avec la nouvelle position du globe, on voit que le pôle Nord est éclairé par une lampe (représentant le Soleil), et le pôle Sud est dans l'obscurité. C'est dans cette position que se trouve la Terre lorsque dans l'hémisphère nord le jour le plus long de l'année est le jour du solstice d'été.

A cette époque, les rayons du Soleil tombent sur la moitié nord sous un grand angle. Le soleil de midi ce jour-là est à son zénith sur le tropique nord ; dans l'hémisphère nord puis - été, dans l'hémisphère sud - hiver. Là, à ce moment, les rayons tombent plus obliquement sur la surface de la terre.

Continuons avec le globe un autre quart de cercle plus loin. Maintenant, notre globe a pris une position directement opposée à celle du printemps. Encore une fois, nous remarquons que la limite du jour et de la nuit passe par les deux pôles, et encore une fois le jour sur toute la Terre est égal à la nuit, c'est-à-dire qu'il dure 12 heures. Cela se passe à l'équinoxe d'automne.

Il est facile de s'assurer que ce jour-là à l'équateur, le Soleil à midi est de nouveau à son zénith et tombe verticalement sur la surface de la terre. Ainsi, pour les habitants de l'équateur, le Soleil est au zénith deux fois par an : aux équinoxes de printemps et d'automne. Allons maintenant avec le globe un autre quart de cercle plus loin. La terre (globe) sera de l'autre côté de la lampe (soleil). L'image va radicalement changer : le pôle Nord est maintenant dans l'obscurité et le pôle Sud est éclairé par le Soleil. L'hémisphère sud est plus chauffé par le soleil que l'hémisphère nord. La moitié nord de la Terre est l'hiver et la moitié sud est l'été. C'est la position que prend la Terre le jour du solstice d'hiver. A cette époque, sur le tropique sud, le Soleil est à son zénith, c'est-à-dire que ses rayons tombent verticalement. C'est le jour le plus long de l'hémisphère sud et le plus court de l'hémisphère nord.

Après avoir contourné un autre quart de cercle, nous revenons à nouveau à la position de départ.

Faisons une autre expérience intéressante : nous n'allons pas incliner l'axe du globe, mais organiser il est perpendiculaire au plan du sol. Si nous prenons le même chemin avec globe autour de la lampe, nous nous assurerons que dans ce cas il y aura toute l'année l'équinoxe dure. Sous nos latitudes il y aurait un éternel jours de printemps et d'automne et il n'y aurait pas transitions abruptes des mois chauds aux mois froids. Partout (sauf, bien sûr, aux pôles eux-mêmes), le Soleil se lèverait exactement à l'est à 6 heures du matin heure locale, se lèverait à midi toujours à la même hauteur pour un lieu donné, et se coucherait exactement à l'ouest à 6 heures du soir heure locale.

Ainsi, en raison du mouvement de la Terre autour du Soleil et de l'inclinaison constante de l'axe de la Terre par rapport au plan de son orbite, changement de saisons.

Cela explique également le fait qu'aux pôles nord et sud, le jour et la nuit durent six mois et qu'à l'équateur, tout au long de l'année, le jour est égal à la nuit. Aux latitudes moyennes, par exemple à Moscou, la durée du jour et de la nuit varie de 7 à 17,5 heures au cours de l'année.

Sur le dans les tropiques du nord et du sud, situés à la latitude 2301/2 au nord et au sud de l'équateur, le Soleil n'est à son zénith qu'une fois par an. Dans tous les lieux situés entre les tropiques, le soleil de midi est au zénith deux fois par an. Espace le globe, conclue entre les tropiques, en raison de ses caractéristiques thermiques, s'appelait la zone chaude. Au milieu se trouve l'équateur.

À une distance de 23°'/2 du pôle, c'est-à-dire à la latitude 6601/2, une fois par an en hiver pendant toute une journée le Soleil n'apparaît pas au-dessus de l'horizon, et en été, au contraire, une fois par an non pour une journée entière.

Dans ces endroits du Nord et hémisphères sud des globes et des lignes imaginaires sont dessinés sur des cartes, appelées cercles polaires.

Plus un endroit ou un autre est proche des cercles polaires aux pôles, plus le nombre de jours où il continue d'y avoir un jour continu (ou une nuit continue) et le Soleil ne se couche pas ou ne se lève pas est grand. Et aux pôles mêmes de la Terre, le Soleil brille en continu pendant six mois. En même temps, ici les rayons du soleil tombent très obliquement sur la surface de la terre. Le soleil ne se lève jamais bien au-dessus de l'horizon. Alors autour des pôles, dans l'espace entouré par les cercles polaires, il fait particulièrement froid. Il existe deux ceintures de ce type - nord et sud; elles sont appelées zones froides. Il y a de longs hivers et de courts étés froids.

Entre les cercles polaires et les tropiques, il y a deux zones tempérées (nord et sud).

Plus on se rapproche des tropiques, plus l'hiver plus court et plus chaud, et plus proche des cercles polaires, plus il est long et sévère.

Les tâches olympiques en géographie exigent que l'étudiant soit bien préparé dans la matière. La hauteur du Soleil, la déclinaison et la latitude du lieu sont reliées par des rapports simples. Résoudre des problèmes par définition latitude géographique nécessite la connaissance de la dépendance de l'angle d'incidence des rayons solaires sur la latitude de la zone. La latitude à laquelle la zone est située détermine le changement de la hauteur du soleil au-dessus de l'horizon au cours de l'année.

Lequel des parallèles : 50 N ; 40N; sur le tropique sud; à l'équateur; 10S Le soleil sera plus bas à l'horizon à midi au solstice d'été. Justifiez votre réponse.

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

2) Ce sera le tropique sud, car la distance sera de 47.

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

2) La hauteur à midi du soleil à n'importe quel parallèle dépend de la distance du 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

Lequel des parallèles : 68 N ; 72 N; 71S; 83 S - la nuit polaire est-elle plus courte ? Justifiez votre réponse.

La durée de la nuit polaire passe de 1 jour (à la latitude 66,5 N) à 182 jours au pôle. La nuit polaire est plus courte au parallèle de 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 près de l'équateur de Rio de Janeiro, car sa latitude est de 23 S et Delhi est de 28.

Le soleil est donc plus haut à Rio de Janeiro.

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

La 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

parallèle souhaité.

90 - (63 - 0) = 27 S

Déterminez la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon le jour du solstice d'été à midi à Saint-Pétersbourg. Où d'autre 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 situés 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 \u003d -13

Ou 13S

Déterminer coordonnées géographiques le point du globe où le Soleil sera à son zénith lors de la célébration du Nouvel An à Londres. Notez le cours de vos pensées.

Du 22 décembre au 21 mars, 3 mois ou 90 jours passent. Pendant ce temps, le Soleil se déplace de 23,5. Le Soleil se déplace de 7,8 en un mois. Pour un jour 0,26.

23,5 - 2,6 = 21 S

Londres est sur le premier méridien. En ce moment, alors que Londres célèbre Nouvel An(0 heures) le soleil est à son zénith au-dessus du méridien opposé, c'est-à-dire 180. Ainsi, les coordonnées géographiques du point désiré sont

28 S 180 E e. ou h. ré.

Comment la durée de la journée du 22 décembre à Saint-Pétersbourg changera-t-elle si l'angle d'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite augmente à 80. Notez le cours de vos pensées.

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

Déterminer la latitude géographique d'un point en 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 le raisonnement.

90 - 70 = 20 S

Si la Terre cessait de tourner autour de son propre axe, alors la planète n'aurait pas de changement de jour et de nuit. 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'action de déviation de la rotation de la Terre. Les alizés auraient une direction méridienne.

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

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

1) 90 - (70 + (- 23,5) = 43,5 sl

23,5+- (90 - 70)

2) 43,5 - 23,5 = 20

23,5 - 20 = 3,5 N

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Puisque la latitude de la zone ne change pas, il résulte des changements de la hauteur du Soleil que sa déclinaison change. La latitude de la zone est approximative pour un localité peut être déterminé par carte géographique(pour Rostov 47 ° 13 "), puis en mesurant la hauteur h on peut constater qu'en été la distance maximale à l'équateur céleste est de + 23,5 ° et en hiver de -23,5 °. On peut également établir qu'à l'équateur céleste Le soleil est le 21 mars et le 23 septembre (jours d'équinoxe), ces jours-là la déclinaison du Soleil est de 0°.

Par exemple, vous devez déterminer la hauteur maximale et minimale du Soleil au-dessus de l'horizon pour la ville de Kiev. Latitude de Kiev : 50° 24"

H = 90° - 50,2° + 23,5° = 63,3° (au solstice d'été) ;

H = 90° - 50,2° - 23,5° = 16,3° (au solstice d'hiver).

Aux équinoxes de printemps et d'automne, la hauteur du Soleil à midi est égale à l'addition de la latitude géographique du lieu jusqu'à 90°, et aux solstices d'hiver et d'été elle est inférieure ou supérieure à l'équinoxe d'un angle égal à l'inclinaison de l'écliptique par rapport à l'équateur.

Les jours d'équinoxe, la hauteur du Soleil de midi (φ0) au-dessus de l'horizon pour différentes latitudes (φ1) est déterminée par la formule :
φ0 = 90° - φ1
Coordonnées de Donetsk : 48°00′32″ s. sh. 37°48′15″ po. ré.
A Donetsk les 21 mars et 23 septembre à midi le Soleil est au zénith :
φ0 = 90° - 48°= 42°
En été, lorsque le Soleil est au-dessus du tropique de chaque hémisphère, sa hauteur à midi augmente de 23° 27", c'est-à-dire
φ0 = 90° - φ1 + 23° 27"
φ0 = 90°- 48° +23° 27"= 65° 27"
A Donetsk le 21 juin, la hauteur du Soleil est de 65°27"

En hiver, lorsque le Soleil se déplace vers l'hémisphère opposé, sa hauteur diminue en conséquence et atteint un minimum les jours du solstice, alors qu'elle devrait être réduite de 23° 27", c'est-à-dire
φ0 = 90° - φ1- 23° 27"
φ0 = 90°- 48° - 23° 27"= 18° 33"

Problème 31

Z - point zénithal * - Polaris

L'angle auquel l'étoile polaire est visible par rapport à la zone d'horizon
l'angle entre le zénith et l'étoile polaire.
Les jours d'équinoxe, la hauteur du Soleil de midi au-dessus de l'horizon pour différentes latitudes est déterminée par la formule :

Ainsi, par exemple, à Kiev les 21 mars et 23 septembre à midi, le Soleil est au plus haut :

En été, lorsque le Soleil est au-dessus du tropique de chaque hémisphère, sa hauteur à midi augmente de 23° 27", c'est-à-dire

Ainsi, pour la ville de Kiev le 21 juin, la hauteur du Soleil est de 61°27". .

Ainsi, pour Kiev le 22 décembre, le Soleil est au plus haut

Problème 33
Depuis le navire le 20 février, la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon a été mesurée. Il faisait 50°. Le soleil était au sud. A quelle latitude géographique se trouve le navire, si ce jour-là le Soleil était à son zénith à une latitude de 1105"S ?

Répondre:
Le navire était à 28°55"N.

Problème 32
Saint-Pétersbourg et Kiev sont presque sur le même méridien. Le 22 juin, à midi, le Soleil à Saint-Pétersbourg se lève au-dessus de l'horizon de 53°30, et à Kiev à ce moment - de 61,5°. Quelle est la distance entre les villes en degrés et en kilomètres ?

Répondre:

La distance entre Kiev et Saint-Pétersbourg est de 8°, et en kilomètres -890,4 km.

Problème 34
Dans l'hémisphère Nord, où il y a des touristes, le Soleil à midi est au-dessus de l'horizon sous un angle de 53030". Le même jour, le Soleil à midi est au zénith à 12°20" de latitude N. A quel degré de latitude se situent les touristes ?

Répondre:
Les touristes sont situés à 48 ° 50 "N. w.

- La hauteur du polaire est TOUJOURS égale à la latitude du lieu d'observation (c'est pour l'hémisphère nord) = et à tout moment de la journée !

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Date de création de la page : 2017-10-25

Mouvement annuel apparent du Soleil

En raison de la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil dans la direction d'ouest en est, il nous semble que le Soleil se déplace parmi les étoiles d'ouest en est le long d'un grand cercle de la sphère céleste, qui s'appelle 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. Ce coin s'appelle inclinaison écliptique.

La position de l'écliptique sur la sphère céleste, c'est-à-dire les coordonnées équatoriales et les points de l'écliptique et son inclinaison par rapport à l'équateur céleste sont déterminés à partir d'observations quotidiennes du Soleil. En mesurant la distance zénithale (ou hauteur) 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 au cours de l'année varie de à . Dans ce cas, l'ascension droite du Soleil au cours de l'année varie de à, ou de à.

Considérons plus en détail 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 ramenées à zéro. Puis chaque jour l'ascension droite et la déclinaison du Soleil augmentent.

À ce point solstice d'été a, dans laquelle le Soleil entre le 22 juin, son ascension droite est de 6 h, et la déclinaison atteint sa valeur maximale + . Après cela, la déclinaison du Soleil diminue, tandis que l'ascension droite augmente encore.

Quand le soleil du 23 septembre arrive à un point équinoxe d'automne d, son ascension droite devient , et sa déclinaison redevient nulle.

Plus loin, l'ascension droite, continuant d'augmenter, au point solstice d'hiver g, où le Soleil frappe le 22 décembre, devient égal à , et la déclinaison atteint sa valeur minimale - . Après cela, la déclinaison augmente et après trois mois, le Soleil revient à l'équinoxe vernal.

Considérez le changement de position du Soleil dans le ciel au cours de l'année pour des observateurs situés à différents endroits de la surface de la Terre.

pôle nord de la terre, le jour de l'équinoxe vernal (21.03) le Soleil fait un cercle à l'horizon. (Rappelons qu'au pôle Nord de la terre, il n'y a pas de phénomènes de lever et de coucher du soleil, c'est-à-dire qu'aucun 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 pendant un peu altitude plus élevée. Chaque jour, il montera de plus en plus haut. Hauteur maximum Le soleil atteindra le jour du solstice d'été (22.06) -. Après cela, une lente diminution de la hauteur commencera. Le jour de l'équinoxe d'automne (23.09), le Soleil sera à nouveau à l'équateur céleste, qui coïncide avec l'horizon au pôle Nord. Après avoir fait un cercle d'adieu le long de l'horizon ce jour-là, le Soleil descend sous l'horizon (sous l'équateur céleste) pendant six mois. La journée polaire de six mois est terminée. La nuit polaire commence.

Pour un observateur situé sur cercle polaire Le soleil atteint sa hauteur maximale à midi le jour du solstice d'été -. L'altitude de minuit du Soleil ce jour-là est de 0°, ce qui signifie que le Soleil ne se couche pas ce jour-là. Un tel phénomène est appelé jour polaire.

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

Pour un observateur situé sur tropique nord Le soleil se lève et se couche tous les jours. 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 zénithal (). Le Tropique du Nord est le parallèle le plus septentrional où le Soleil est à son zénith. La hauteur minimale à midi, , se produit au solstice d'hiver.

Pour un observateur situé sur équateur, absolument tous les luminaires viennent et se lèvent. Dans le même temps, 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 des équinoxes - la hauteur à midi du Soleil devient 90 °, c'est-à-dire qu'elle 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 culmine à midi le 22 juin, jour du solstice d'été, -. Le jour du solstice d'hiver, le 22 décembre, sa hauteur est minime -.

Alors, formulons les signes astronomiques suivants des zones 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 polaire et la nuit polaire peuvent durer de 24 heures (dans les cercles polaires nord et sud) à six mois (dans les cercles polaires nord et sud). pôles sud Terre).

2. Dans les zones tempérées(des tropiques nord et sud aux cercles polaires nord et sud) Le soleil se lève et se couche tous les jours, mais jamais à son zénith. jour d'été plus longtemps que la nuit et inversement en hiver.

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

Le changement régulier des saisons sur Terre est le résultat 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 la conservation l'axe de la terre sa direction dans l'espace sur de longues périodes. En raison de l'action combinée de ces trois causes, le mouvement annuel apparent du Soleil le long de l'écliptique incliné vers l'équateur céleste se produit, et donc la position de la trajectoire quotidienne du Soleil au-dessus de l'horizon de divers endroits la surface de la terre changent au cours de l'année, et par conséquent, les conditions de leur illumination et de leur chauffage par le Soleil changent.

Réchauffement inégal par le Soleil de zones de la surface terrestre à des latitudes géographiques différentes (ou de ces mêmes zones en temps différent ans) peut être facilement déterminée 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 (le Soleil à son 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 entre elles, on peut trouver le rapport de la quantité de chaleur reçue du Soleil à midi ces jours du an.

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. Soleil à son apogée lors des solstices :

№	22 juin	22 décembre
1)	29〫48ʹ yu	76〫42ʹ yu
№	22 juin	22 décembre
2)	19〫23ʹ yu	66〫17ʹ yu
3)	34〫57ʹ yu	81〫51ʹ yu
4)	32〫21ʹ yu	79〫15ʹ yu
5)	14〫18ʹ yu	61〫12ʹ yu
6)	28〫12ʹ yu	75〫06ʹ yu
7)	17〫51ʹ yu	64〫45ʹ yu
8)	26〫44ʹ yu	73〫38ʹ yu

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. Déterminer l'inclinaison de l'écliptique il y a environ 3000 ans, si, d'après les observations faites à cette époque dans un endroit de l'hémisphère nord de la Terre, l'altitude à midi du Soleil 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 stellaire de l'académicien A.A. Mikhailov pour établir les noms et les limites des constellations du zodiaque, indiquer celles dans lesquelles se trouvent les principaux points de l'écliptique et déterminer Durée moyenne le mouvement du Soleil sur le fond de chaque constellation du zodiaque.

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 d'équinoxe et de solstice.

6. Calculez pour les jours d'équinoxe et de solstice les hauteurs de midi et de minuit du Soleil à : 1) Moscou ; 2) Tver; 3) Kazan ; 4) Omsk; 5) Novossibirsk ; 6) Smolensk; 7) Krasnoïarsk ; 8) Volgograd.

7. Calculez les rapports des quantités de chaleur reçues à midi du Soleil les jours des solstices par les mêmes sites en deux points de la surface terrestre situés à la latitude : 1) +60〫30ʹ et à Maïkop ; 2) +70〫00ʹ et à Grozny ; 3) +66〫30ʹ et à Makhatchkala ; 4) +69〫30ʹ et à Vladivostok ; 5) +67〫30ʹ et à Makhatchkala ; 6) +67〫00ʹ et à Ioujno-Kourilsk ; 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 du Soleil, les planètes tournent autour de lui sur des orbites elliptiques légèrement allongées. Le soleil est à l'un des foyers de l'orbite elliptique de la planète. Ce mouvement obéit aux lois de Kepler.

La valeur du demi-grand axe de l'orbite elliptique de la planète est aussi la distance moyenne de la planète au Soleil. En raison de légères excentricités et de petites inclinaisons orbitales planètes majeures, il est possible, lors de la résolution de nombreux problèmes, 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).

Selon la troisième loi de Kepler, si et sont, respectivement, les périodes sidérales (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

.

(7.1)

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

Si nous prenons 1 année tropique comme unité de temps ( - la période de révolution de la Terre autour du Soleil), et 1 unité astronomique () comme unité de distance, alors la troisième loi de Kepler (7.1) peut être réécrite comme

où est la période sidérale de la 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 comme unité de mesure les vitesses angulaires de la planète et de la Terre , et que les périodes de rotation sont mesurées en années tropicales, alors la formule (7.5) peut s'écrire

La vitesse linéaire moyenne d'une planète en orbite peut être calculée par la formule

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

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

La position relative des planètes est facilement établie par leurs coordonnées sphériques héliocentriques écliptiques, dont les valeurs pour différents jours de l'année sont publiées dans des 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 distants de 90º.

Les grands cercles passant par les pôles de l'écliptique sont appelés cercles de latitude écliptique, selon eux se compte à partir de l'écliptique latitude écliptique héliocentrique, qui est considérée comme positive dans l'hémisphère nord de l'écliptique et négative dans l'hémisphère sud de l'écliptique de la sphère céleste. Longitude écliptique héliocentrique est mesurée le long de l'écliptique depuis le point d'équinoxe vernal ¡ dans le sens antihoraire jusqu'à la base du cercle de latitude de l'étoile et a des valeurs allant de 0º à 360º.

Du fait de la faible inclinaison des orbites des grosses planètes par rapport au plan de l'écliptique, ces orbites sont toujours situées près de l'écliptique, et en première approximation, on peut considérer leur longitude héliocentrique, déterminant la position de la planète par rapport au Soleil avec seulement sa longitude écliptique héliocentrique.

Riz. 7.1. Système de coordonnées célestes écliptiques

Considérez les orbites de la Terre et d'une planète intérieure (Figure 7.2) en utilisant système de coordonnées écliptique héliocentrique. Dans celui-ci, le cercle principal est l'écliptique et le point zéro est l'équinoxe vernal ^. La longitude héliocentrique écliptique de la planète est comptée de la direction "Soleil - équinoxe vernal ^" à la direction "Soleil - planète" dans le sens antihoraire. Pour simplifier, nous considérerons que les plans des orbites de la Terre et de la planète coïncident et que les orbites elles-mêmes sont circulaires. La position de la planète en orbite est alors donnée par sa longitude héliocentrique sur l'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. Ensuite, l'angle entre les directions "le centre de la Terre - l'équinoxe vernal ^" et "le centre de la Terre - la planète" est appelé longitude géocentrique écliptique planètes. La longitude écliptique héliocentrique de la Terre et la longitude écliptique géocentrique du Soleil, comme on peut le voir sur la Fig. 7.2 sont liés par :

.

(7.12)

Nous appellerons configuration planètes une position relative fixe de la planète, de la Terre et du Soleil.

Considérez séparément les configurations des planètes intérieures et extérieures.

Riz. 7.2. Systèmes hélio et géocentriques
coordonnées écliptiques

Il existe quatre configurations des planètes intérieures : connexion inférieure(n.s.), connexion supérieure(vs.), plus grand allongement occidental(n.z.e.) et plus grand allongement oriental(n.v.e.).

En conjonction inférieure (NS), la planète intérieure est sur la droite reliant le Soleil et la Terre, entre le Soleil et la Terre (Fig. 7.3). Pour un observateur terrestre en ce moment, 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 en mouvement rétrograde près du Soleil, elle est au-dessus de l'horizon pendant la journée, et près du Soleil, et il est impossible de l'observer en regardant quoi que ce soit à sa surface. Il est très rare de voir l'unique phénomène astronomique- le passage de la planète intérieure (Mercure ou Vénus) à travers le disque du Soleil.

Riz. 7.3. Configurations de la planète intérieure

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 où les directions "planète-Soleil" et "planète-Terre" diffèrent de (Fig. 7.3). Pour un observateur terrestre, la planète est en même temps éloignée du disque solaire à l'angle maximum, ou on dit que la planète à ce moment est à son plus grand allongement (distance du Soleil). Il existe deux plus grands allongements de la planète intérieure - occidental(n.z.e.) et est(n.v.e.). Dans la plus grande élongation occidentale () et la planète se couche au-delà de l'horizon et se lève plus tôt que le Soleil. Cela signifie qu'il peut être observé le matin, avant le lever du soleil, du côté est du ciel. On l'appelle visibilité du matin planètes.

Après avoir dépassé le plus grand allongement occidental, le disque de la planète commence à se rapprocher du disque du Soleil dans 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 sont sur une ligne droite et que la planète est derrière le Soleil, est appelée connexion supérieure(vs) planètes. Il est impossible de mener des observations de la planète intérieure en ce moment.

Après la conjonction supérieure, la distance angulaire entre la planète et le Soleil commence à croître, atteignant sa valeur maximale à la plus grande élongation orientale (E.E.). 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, c'est-à-dire ). 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 en soirée).

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 au plus grand allongement n'est pas constant, mais varie dans certaines limites, pour Mercure - de à, pour Vénus - de pour.

Les plus grands allongements sont les moments les plus propices pour observer les planètes intérieures. Mais puisque même dans ces configurations Mercure et Vénus ne s'éloignent pas du Soleil dans la sphère céleste, elles ne peuvent pas être observées toute la nuit. La durée de la 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 "baigné" dans les rayons du soleil - il faut l'observer soit juste avant le lever du soleil, soit juste après le coucher du soleil, dans un ciel lumineux. La brillance apparente (magnitude) de Mercure varie avec le temps dans la plage 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 distinguent également quatre configurations (Fig. 7.4) : composé(avec.), affrontement(P.), est et quadrature occidentale(z.kv. et v.kv.).

Riz. 7.4. Configurations de la planète extérieure

Dans la configuration de conjonction, la planète extérieure est située sur la ligne joignant le Soleil et la Terre, derrière le Soleil. À ce stade, vous ne pouvez pas le regarder.

Étant donné que la vitesse angulaire de la planète extérieure est inférieure à celle de la Terre, le mouvement relatif ultérieur de la planète sur la sphère céleste sera en arrière. Dans le même temps, il se déplacera progressivement vers l'ouest du Soleil. Lorsque la distance angulaire de la planète extérieure par rapport au Soleil atteint , elle tombera dans la configuration de "quadrature occidentale". Dans ce cas, la planète sera visible du côté est du ciel pendant toute la seconde moitié de la nuit jusqu'au lever du soleil.

Dans la configuration "opposition", parfois aussi appelée "opposition", la planète est séparée dans le ciel du Soleil par , puis

Une 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. À ce moment, la planète est disponible pour des observations tout au long de la nuit. En même temps, il est aussi proche que possible de la Terre et a le plus grand diamètre angulaire et une luminosité maximale. Pour les observateurs, il est important que toutes les planètes supérieures atteignent leur plus grande hauteur au-dessus de l'horizon pendant les oppositions hivernales, lorsqu'elles se déplacent dans le ciel dans les mêmes constellations où le Soleil est en été. Les oppositions estivales aux latitudes nord 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 de la planète, sa position par rapport au Soleil est représentée sur un dessin dont le plan est pris comme plan de l'écliptique. La direction vers l'équinoxe vernal ^ est choisie arbitrairement. Etant donné le jour de l'année où la longitude écliptique héliocentrique de la Terre a 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, on regarde le point d'équinoxe vernal ^, c'est-à-dire que la direction "Soleil - équinoxe vernal" diffère du 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 dans la direction du point de l'équinoxe d'automne (sur le dessin il est diamétralement opposé au point ^). Dans ce cas, la longitude écliptique de la Terre est . De la fig. 7.5 on peut voir 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 écliptiques de la Terre
à différents jours de l'année