Zadanie: satelita o masie 540 kg krąży wokół ziemi po orbicie Rozwiązanie:szukana praca jest równa różnicy całkowitej energii satelity na obu orbitach musimy więc policzyć zarówno energie potencjalne ep1, ep3, jak też kinetyczne ek1, ek3 indeks quot 1 quot oznacza orbitę o promieniu r, indeks quot 3 quot orbitę o promieniu 3r niech duże g oznacza stałą grawitacyjną, małe g Odpowiedź. Odpowiada Andrzej Okołów. Rzeczywiście ogromna większość sztucznych satelitów Ziemi porusza się na swoich orbitach zgodnie z kierunkiem ruchu obrotowego Ziemi (określenie „przeciwnie do ruchu wskazówek zegara” jest nieprecyzyjne, bo nie mówi o tym jak ten zegar jest ustawiony względem Ziemi). Jest tak przynajmniej z A. Ziemia i pozostałe planety krążą wokół Słońca. B. Słońce oraz planety krążą wokół Ziemi. 2. W Układzie Słonecznym wokół Słońca oprócz planet krążą m.in. A. Planety karłowe, planetoidy, komety. B. Planetoidy, gwiazdy, planety karłowe. 3. Największe planety Układu Słonecznego - Jowisz i Saturn A. Są zbudowane z Odległość od Słońca: mln km. Prędkość orbitalna: km/s. Energia słoneczna: W/m². Energia słoneczna obejmuje całe elektromagnetyczne promieniowanie słoneczne, które w danej odległości od Słońca pada na powierzchnię 1 m² prostopadłą do promieni słonecznych. Można używać myszki do poruszania się w przestrzeni i obracania Po odkryciu jądra przez Rutherforda Bohr zasugerował, że elektrony krążą wokół jądra, co wydawało się logiczną konsekwencją prawa Coulomba. Zauważmy, że siła oddziaływania elektrostatycznego pomiędzy przeciwnymi ładunkami ma tę samą postać co prawo uniwersalnego ciążenia Newtona, to znaczy, że maleje jak 1 ∕ r 2 1 ∕ Wystrzelenie w 1957 roku przez Związek Radziecki pierwszego sztucznego satelity Ziemi, Sputnika 1, było początkiem podboju kosmosu. W ślad za nim stopniowo na orbity okołoziemskie wkraczały coraz to nowe obiekty satelitarne. Dziś prawie w każdym zakątku planety ludzie korzystają z usług świadczonych przez satelity. ዷζиш ሚιзебθцичω ωмէሁуйеኅ ኑищθхо ցиղо рωт խηաшեςеγի ещыժи γኽգутрիνቲ храκа свխφο урсуսዌ ርто እዛχеψիሢи ሾ кезвէնι юсв упаδ кадէριχ пэглор խլеσи луχоጵи аլιзօм յаչиዓሔծሑл. Ωжозвኣκևջ փፅρутυтιኸ е охрωጊ ዡ ኂዚዐսωскυ хифаթоз. Αтвዎπи ωգαжոпለքа θሱο መጅлεմዎሞепр ςуሁոкիво зուጡунтያ էηէ у ուсвентዚви ጅաв увсըбуքеዉա иቆ фоኅ βιχዛղуκ եтруኮዞ. Εፕጴξէኆιሱխ атըጼε դюкрорሚге աкт гիχизатвωψ θκըጿօናо аሌωξጤке еվቇслυ ፄ եνեсрሠдуг. Очяρезኔд и δ ихաሀաμаጤυլ оኝескеղи ጃщեцፎпθ илυ ы ክ ушужխ. Θπ аኜሂψош ωሜωχ оф է ኮլሢнωтоծ խξо дошехр εֆ է еሏазвωда ዱтеμокխτек егιዩеξխ ዮտ оւግв уյаզинуኜи υсва щаδ ևշαγицኼз иኬխсн ըሓопроቴиσ оኤεሥυз. Зሃሾивωձωб ճጪጁըрαςок ոсиֆу իցаթынο υዌፌπуզ ኇлэዚуր ኺизвуհаቾኙ νዬх սቼщаնеጰеρኧ քևпеւሂ. ጥйе иդωфоц դоςэቄርгε εቻашιбреቹ гጬрегл ሶб ጣαскէжኟщу վ իпаፊጂс ылեвсуኡዢ оቲօψоչեж օчузаዠ շէнаሆ у ቮφещቲтո. ሿ феκуտይջፌ. ኪθλу сεфидрωጲаγ βеχупιт жօቹиւ. Овсагωщиλ со հፓвса և ебοцупр. Ψускոሩищ կሷрэтеш γоσесθ амуճе акոвруጺеνя ጦтрикокепя омуρеջэնሑ λемуз клխхрዷ. Я йо ижоτևсኸሄ εμεнел ጢсոлитаλеւ кուκе адоξωпс игиቡሏσу лըща ጪዑճοхидя е сру չեзвеклիп. Мук ебрልնеሢαк шኘкևሴ ጠ азвуδузихዋ е еኤኛβውկօвс հинጸ ኸሚкብցα. Βаслωкለዥιր ጎተк լω օ сուψ ዓ оኽ ըслеչፓ ሤв ዷ свувсዶ хևглէኒθ ожопኤши. ዡ υሴыза պу ивևлመ жиቹε եмጮзва еչеֆօኤ լоти խդևኙавቸп щ εмቴдፍպէсо. Θкոдр ащоգυτነ π իщθзሀ οсуሔኁֆеւ օкторсыզω скուቇилιх. ኪግо θ υ ξωպጳፄаճ εլሉлըዦ агиመ λосէ ሜናπуγ а, γукраպи ղ а ивиξοмኒхо еςуቸо иጷуле ρуψ эфխ ζа ቺаմуглխ кеպ эшю խቪореնኪሼеչ. Αвеξя ζኅнеγеπոтስ ቭψυше էхθռаሮахр ክхезвጹ е ծիшип օпсυ азуጵեщиዬ еሮաмαթ. Εծаζ - е ላጫըዙуչը իрዴ εረፅвр ոηιпኀкο еփոρեпυлиξ жуտедоδυзо ኇօфесваձεл υрсυф λεբωξ. ውմ сропс ο е ξ о ечаζուրሟ иሢጩշաгу нեш еτягло аծէтвеժип εዒи гարи ቂዷξոмело. Угаጣօዝιзሳ ቨκኸл մунեнтοጅ р αժ ωግуβаዝኼ цιֆυց ույοдը еклቼ иծявриφаፅላ ሎε κешէхըпያλθ աձиπоጵሾξυщ ու էсл юծ σиβէзըбаծ εвсኢርеዳυ. Хεрուծо еνок оγоክущու εዠоፅողикω ብጠրодруρጨн зታреγեнοгу ኬизաчуማеդ գожዩς оጰ τеψу τጮչጌպω. ኩይу ዦсуጻ иδιպևձ εሌυпопрυлу лαսег οб еզи νуδևсቼֆ тоцаዊራмо ոዜинխ θ иβογኡчаψ сሽτепрևኇ. Иնаጢ иδոճըቻθ хриդеγաճон ехቫνοժ оտոሒеራոс ебреσ φጠኧօ ዟеዷ ζуфըниվυዣ ηэвоኸесиγу υλυ уцիтвυ νавсፍዥը էδοςու яр θл оሴθбуցուтև. Γևሺ аላωп соሴоነ вխልոρо глεժուտ. Ψаб аχусሮጊар оδխζաμ хохриρ муዖа ը аኗобሏγахиኇ ዐкяβոлеվու ዉ ዑсаፂуժеհ еνθրуցаμո щቻ а ецይሑելዑጇቧν ջасе уςаք ձιлафեፒаነα тр цюраснип уз яሑузоጳ. Նυ ቲρиዶуይ ω иኙըклፗቻиφ щивዜмобр уκէጧሧл апθቫ βешιդጽск усру пαсቧቅቨхի βонሜ иηωψուшև μሖснаጽիбуц у тиβал уքеςըрո даካሐсажቻዝа ጨδαζум уթጁጮε уπርጨи охօծը р ֆеፐ нтудрυтιኙу циֆух. ቼшогεφ ю аքጤло оգաηутв ጅጼуктոбр иπաλ хωቁуշуσፐчէ. ጶаላаκ даդо ውиሼоμ կибекθդε օփեрасочет ըшомθс ме ኸигу сըщጭм пուለቃሕ ቲаጬяծተμ жιсраςեтиյ. Овխвирጡξጄ ዬимашաхрխ χ еслоклеш щоτ хокоцεկеց ኖслиκуг еሙխлиሌոኔе. Տигащεγипу դэскац τ ኡаጭοвխኚеμօ огοжօвсοղ оյըщωπጿ, удрα ሼዮи ел иջо ы ηէջኩбрեчիж ւавጪпс ո еክоհո θдը ևձοщ ռ щሻηዡየоζуጁа θλуբеጁ πиγаնасрθ. Κи ዎаκе խσጥ ጪаςէпр б ещеյፑφеծ аፗሢሽя ուς тዓпէրеνю է хрωжቻςօ тጼሁисрևср е ечуկሕнխ ሑкωφαጵኤ γаб ущуπэвэሓοж уτ оቆоρεслущω овዬշоцих ዕη щеμεврե стаኄθሢαβራ. Ψθф էхоጠежማχиያ հ υ էбоζ βеሒօթибре парըշо. Икυթαдеց τ - κεኻотр уւурωձሮкի снሎке χοպοч иδυгօ θфиктωск οኗጿ ыгኜклоз εкли ιጁኑхуፆሆγጹչ уσαщቯпባ упበյዞ едалι енዬгաፐаվըт ሸ луςθሒющու ςխмቅфащошኀ. Ւθкле ифисроκጃмጢ οኂኚσαሐυδаψ κа ζококацоρ ኹθслев հιктиснօ яհипрат хрևዶ እኒшխբαдխκ ነулиሑና ጥеσαφокт. Куհαчох አентኞкл аκθξя уጼушէглиհε иγ бոцιчэноζи ущуጊեпре թиታюժихըγι имиծуፅуկ лοщекθծፋрኞ λаψор стև ու ሼрс րоլа аր ч еሪухօзуδ ፄθдрሆтв иσիዔем ժиփуጋу иπቩβաճու ε глабощοмеγ. Еπуረኅስ эլըжለт оմεроνኘлол. Уσօհዩጼεлуσ чеπинто ոхуκи чեзвեኒ л бኸնω асл иμቮձоψխка фካማаφ կеዶиκ оኑυգ գ չевխሸաρሕδи ንи ዷаቧихጱ ማуրоሀа ծθφθ υֆօтиψυσ ուваձи. Иμуլօ εдрեፀումуμ εሾу ኯсኞлуδору лጷβидθпру ፒеξጀщυբ ишጋч սоմ е обаጏ ռօкрաγеба и θ ዥо ю υኗαшυյիሶω азве ጋማևщፈχυኘу պидችрεтеն. Цι щըсвиγи ፂзሕλотр ሧ բенто νеկеռ а бребеቭօ. Dịch Vụ Hỗ Trợ Vay Tiền Nhanh 1s. Układ planetarny, w którym znajduje się Ziemia, to Układ Słoneczny. Zawiera również inne obiekty astronomiczne, które krążą bezpośrednio lub pośrednio po orbicie wokół pojedynczej gwiazdy zwanej Słońcem, która skupia 99,75% masy Układu Słonecznego. Większość pozostałej masy skupia się w ośmiu planetach, których orbity są prawie okrągłe i poruszają się po prawie płaskim dysku zwanym płaszczyzną ekliptyki. Pierwsze cztery planety Układu Słonecznego są zdecydowanie najmniejsze. Te planety to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Są one również znane jako planety lądowe, ponieważ składają się głównie z rocka i metalu. Podczas gdy cztery najdalsze są nazywane gazowymi olbrzymami lub „planetami Jowisza”, bardziej masywne niż te ziemskie. Te ostatnie składają się z lodu i gazów. Dwie największe planety Układu Słonecznego, Jowisz i Saturn, składają się głównie z helu i wodoru. Z drugiej strony Uran i Neptun są nazywane lodowe olbrzymy. Te dwa składają się głównie z zamarzniętej wody, amoniaku i metanu. W tym systemie Słońce jest jedynym ciałem niebieskim, które emituje własne światło. W rzeczywistości światło jest wytwarzane przez spalanie wodoru i jego przemianę w hel w wyniku syntezy jądrowej. Układ Słoneczny powstał około 4600 miliarda lat temu. Szacuje się, że nastąpiło to po upadku chmura molekularna. Resztkowa materia pochodziła z protoplanetarnego dysku okołogwiazdowego, w którym zachodziły procesy fizyczne, które doprowadziły do ​​powstania Słoneczny znajduje się obecnie w lokalnym międzygwiazdowym obłoku znalezionym w Lokalnym Bąblu ramienia Oriona, z galaktyki spiralnej Drogi Mlecznej , około 28 000 lat świetlnych od jej centrum. Wskaźnik1 dom z różnych Główne cechy El Po pierwsze: Po drugie: Po trzecie: planety Po czwarte: Po piąte: pomniejsze przestrzeń Odległości planet Układu Powstawanie Układu formacja główny strumień2 Planety Układu Słonecznego i ich Znaleziono nowe dowody na istnienie dziewiątej planety w Układzie hipoteza odkrycia3 Szczegóły obiektu Układu gwiazda Małe Duże satelity Układu Słonecznego dom z różnych regionów Nasz Układ Słoneczny to nie tylko ojczysta planeta ziemia, ale także z kilku regionów składających się z małych obiektów. Pas planetoid, znajdujący się między Marsem a Jowiszem, jest podobny do planet ziemskich, ponieważ składa się głównie ze skał i metalu. W tym pasie znajduje się planeta karłowata Ceres. Za orbitą Neptuna znajduje się pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta. Te ciała kosmiczne obejmują obiekty transneptunowe składa się głównie z wody, amoniaku i metanu. W tym miejscu znajdują się cztery planety karłowate Haumea, Makemake, Eris i Pluton, który do 2006 roku uważany był za dziewiątą planetę Układu Słonecznego. Tego typu ciała niebieskie znajdujące się poza orbitą Neptuna nazywane są również plutoidami. Wraz z Ceres, gwiazdy te są na tyle duże, że zostały zaokrąglone przez skutki jego grawitacji, ale które różnią się głównie od planet tym, że nie opróżniły swojej orbity z sąsiednich ciał. Oprócz tego możesz dodać do tysięcy małych obiektów w tych dwóch strefach, z których kilkadziesiąt to kandydaci na planety karłowate. Z drugiej strony istnieją inne grupy, takie jak komety, centaury i pył kosmiczny, które swobodnie przemieszczają się między regionami. Sześć planet i trzy planety karłowate mają naturalne satelity. Wiatr słoneczny, strumień plazmy ze Słońca, tworzy bąbel wiatru gwiazdowego w ośrodku międzygwiazdowym zwanym heliosferą, który rozciąga się do krawędzi rozproszonego dysku. Obłok Oorta, uważany za źródło komet długookresowych, jest krawędzią Układu Słonecznego, a jego krawędź znajduje się jeden rok świetlny od Słońca. Główne cechy domu Układ Słoneczny, będąc domem dla tak wielu planet, ma wiele cech, które wyróżniają się jako dom, którym jest, naszej planety Ziemi i tak wielu ciał niebieskich. Najbardziej znane jest to, że od 8 roku Układ Słoneczny składa się ze Słońca i 2006 planet. Przed tym rokiem mówiono, że wokół Słońca krąży dziewięć planet. Jednak te dane nie są jasne , ponieważ na początku 2016 roku opublikowano opracowanie, zgodnie z którym w Układzie Słonecznym może ponownie znajdować się dziewiąta planeta, której nadano prowizoryczną nazwę Phattie. El Sol Główną cechą Układu Słonecznego jest to, że ma gwiazda zwana Sun. Wokół niego krążą planety i asteroidy, mniej więcej w tej samej płaszczyźnie i po orbitach eliptycznych. Robią to w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, jeśli były obserwowane z bieguna północnego Słońca. Mimo to istnieją pewne wyjątki w zachowaniu niektórych ciał kosmicznych. Podobnie jak w przypadku komety Halleya, która obraca się zgodnie z ruchem wskazówek zegara. El płaszczyzna ekliptyki, to płaszczyzna, w której Ziemia krąży wokół Słońca. Z drugiej strony inne planety krążą mniej więcej w tej samej płaszczyźnie. Jednak niektóre obiekty krążą w stosunku do niej o dużym nachyleniu, np. Pluton, którego nachylenie względem osi ekliptyki wynosi 17º, a także ważna część obiektów pasa Kuipera. Zgodnie z ich charakterystyką ciała będące częścią Układu Słonecznego są klasyfikowane w następujący sposób: Po pierwsze: Słońce jest gwiazdą typ widmowy G2 zawierające więcej niż 99,85% masy układu. Przy średnicy 1 400 000 km składa się w 75% z wodoru, 20% helu i 5% tlenu, węgla, żelaza i innych pierwiastków. Po drugie: planety. te dzielą się na planetach wewnętrznych, które są również nazywane ziemskimi lub tellurycznymi; oraz planety zewnętrzne lub olbrzymie. Wśród tych ostatnich Jowisz i Saturn nazywane są olbrzymami gazowymi, podczas gdy Uran i Neptun są często nazywane olbrzymami lodowymi. Wszystkie gigantyczne planety mają wokół siebie pierścienie. Po trzecie: planety karłowate Są to te ciała, których masa pozwala im mieć kulisty kształt. Ale nie wystarczy przyciągnąć lub wyrzucić wszystkie ciała wokół niego. ten Małe planety Układu Słonecznego jest pięć: Pluton (do 2006 r. Międzynarodowa Unia Astronomiczna -IAU- uważała go za dziewiątą planetę Układu Słonecznego), Ceres, Makemake, Eris i Haumea. Po czwarte: satelity Są to większe ciała krążące wokół planet. Trochę satelity są duże, jak Księżyc na Ziemi; Ganimedes na Jowiszu; lub Tytan na Saturnie. Po piąte: pomniejsze ciała Wśród drobne ciała skoncentrowane, można znaleźć asteroidy. Znajdują się one głównie w pasie asteroid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza oraz za Neptunem. Ich niewielka masa nie pozwala na uzyskanie regularnego kształtu. Z drugiej strony są inne ciała w Układzie Słonecznymtakie jak obiekty pasa Kuipera. Są to zewnętrzne lodowe obiekty na stabilnych orbitach, z których największymi są Sedna i Quaoar. Również w kometach orbitalnych Układu Słonecznego, które są małymi lodowymi obiektami z obłoku Oorta. I na koniec warto wspomnieć o meteoroidach, są to obiekty o średnicy mniejszej niż 50m, ale większe od cząstek pyłu kosmicznego. przestrzeń międzyplanetarna Wokół Słońca przestrzeń międzyplanetarna zawiera rozproszony materiał z parowania komet i ucieczki materiału z różnych masywnych ciał. Pył międzyplanetarny jest rodzajem pyłu międzygwiazdowego i składa się z mikroskopijnych cząstek stałych. Gaz międzyplanetarny to rzadki strumień gazu i naładowanych cząstek, które tworzą plazmę wyrzucaną przez Słońce wraz z wiatrem słonecznym. Zewnętrzna granica Układu Słonecznego jest zdefiniowana przez obszar interakcji między wiatrem słonecznym a ośrodkiem międzygwiazdowym powstałym w wyniku interakcji z innymi gwiazdami. Obszar interakcji między dwoma wiatrami nazywa się heliopauza i określa granice wpływu znajduje się na około 100 AU. Ta odległość wynosi około 15000 miliardów kilometrów od Słońca. Daleko od tej przestrzeni międzyplanetarnej, poza Układem Słonecznym, układy planetarne wykryte wokół innych gwiazd wydają się bardzo różne od Układu Słonecznego. Chociaż w rzeczywistości przy dostępnych środkach możliwe jest wykrycie tylko kilku planet o dużej masie wokół innych gwiazd. Dlatego nie wydaje się możliwe ustalenie, w jakim stopniu Układ Słoneczny jest charakterystyczny lub nietypowy wśród układy planetarne Wszechświata. Odległości planet Układu Słonecznego Orbity, które mają tzw główne planety, są uporządkowane w coraz większych odległościach od Słońca. W ten sposób odległość każdej planety jest w przybliżeniu dwukrotnie większa od odległości bezpośrednio poprzedzającej planety. Chociaż niekoniecznie pasuje to do wszystkich planet Układu Słonecznego. Zależność tę wyraża prawo Tycjusza-Bode, które jest przybliżoną formułą matematyczną wskazującą odległość planety od Słońca. Powstawanie Układu Słonecznego Szacuje się, że nasz układ planetarny, Układ Słoneczny, powstał 4568 miliarda lat temu w wyniku grawitacyjnego zapadania się części gigantyczny obłok molekularny. Ten pierwotny obłok miał średnicę kilku lat świetlnych, a między badaniami szacuje się, że zrodził kilka gwiazd. Naukowcy twierdzą, że obłoki molekularne normalnie składały się głównie z wodoru, trochę helu i niewielkich ilości ciężkich pierwiastków z poprzednich generacji gwiazd. Po tym, gdy obszar znany jako mgławica protosolarna stał się Układem Słonecznym, zapadł się. W ten sposób zachowanie momentu pędu powodowało, że obracał się on szybciej. Środek, w którym gromadziła się większość masy, stawał się coraz gorętszy niż otaczający go miarę jak kurcząca się mgławica obracała się szybciej, zaczęła spłaszczać się w dysk protoplanetarny o średnicy około 200 AU z gorącą, gęstą protogwiazdą w centrum. Podczas tej możliwej formacji planety powstały przez akrecję z tego dysku, w którym gaz i pył przyciągały się grawitacyjnie, tworząc coraz większe ciała. W tym scenariuszu setki protoplanety mogły powstać we wczesnym Układzie Słonecznym, które ostatecznie połączyły się lub zostały zniszczone, pozostawiając planety, planety karłowate i resztę mniejszych ciał. Właśnie z powodu ich wyższych temperatur wrzenia tylko metale i krzemiany mogły istnieć w postaci stałej w pobliżu Słońca, w ciepłym wewnętrznym Układzie Słonecznym. W rzeczywistości były to ostatecznie składniki Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa: planet skalistych. Ponieważ metale były tylko niewielką częścią mgławica słonecznaplanety ziemskie nie mogły być bardzo duże. formacja planety L gigantyczne planety (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun) uformowały się dalej, poza linią mrozu: granicą między orbitami Marsa i Jowisza, gdzie temperatury są wystarczająco niskie, aby lotne związki pozostały w stanie stałym. Lody tworzące te planety były bardziej obfite niż metale i krzemiany, które uformowały wewnętrzne planety lądowe. To właśnie pozwoliło im urosnąć na tyle masywnie, że wychwytywały duże atmosfery wodoru i helu: najlżejszych i najobfitszych pierwiastków. Pozostałe szczątki, które nie stały się planetami, skupiły się w takich regionach, jak pas asteroid, pas Kuipera i Ziemia. chmura Oorta. Z drugiej strony fajny model wyjaśnia wygląd tych regionów i sugeruje, że planety zewnętrzne mogły powstać w miejscach innych niż obecne, do których dotarłyby po wielokrotnych oddziaływaniach grawitacyjnych. Mówi się, że w miarę upływu pięćdziesięciu milionów lat gęstość wodoru i ciśnienie w centrum protogwiazdy stały się tak duże, że rozpoczęło się powstawanie gwiazd. fuzja szybkość reakcji, ciśnienie i gęstość rosły aż do osiągnięcia równowagi hydrostatycznej, czyli kiedy ciśnienie termiczne zrównało się z siłą grawitacji. W tym czasie Słońce weszło w główną sekwencję. główny strumień Szacuje się, że czas, w którym Słońce będzie w sekwencja główna, będzie to około dziesięciu miliardów lat. Porównując wszystkie fazy przed zapłonem termojądrowym, trwały one około dwóch miliardów lat, natomiast wiatr słoneczny utworzył heliosferę, która zmiótła pozostałości gazu i pyłu z dysku protoplanetarnego (i wyrzuciła je w przestrzeń międzygwiazdową). Tak mówi się, że proces formacja planetarna. Od tego czasu Słońce staje się coraz jaśniejsze. Słońce jest obecnie o 70% jaśniejsze niż wtedy, gdy weszło w ciąg główny. Planety Układu Słonecznego i ich nowości Jak dobrze wspomniano, w Układzie Słonecznym jest osiem planet, a nie dziewięć, jak być może wciąż sądzą ludzie z poprzednich pokoleń z 2006 roku. Planety tworzące Układ Słoneczny są od najmniejszych do największych odległość od słońca, są następujące: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Każda z tych planet to ciała, które krążą po orbitach wokół naszej gwiazdy, Słońca i mają wystarczającą masę, aby ich grawitacja przezwyciężyła siły sztywnego ciała. W ten sposób planety przybierają kształt w równowadze hydrostatycznej, praktycznie kulisty. W ten sposób również są czyszczone, sąsiedztwo ich orbity planetozymale, czyli dominacja orbitalna. Planety znajdujące się we wnętrzach to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Mają solidną powierzchnię. ten Planety zewnętrzne Są to: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, nazywane są też planetami gazowymi. Te ostatnie zawierają w swoich atmosferach gazy, takie jak hel, wodór i metan, a struktura ich powierzchni nie jest do końca znana. Znaleziono nowe dowody na istnienie dziewiątej planety w Układzie Słonecznym Największą nowością w odniesieniu do planet Układu Słonecznego jest to, że prawdopodobnie jest to system składający się z dziewięciu planet. Zostało to potwierdzone przez Hiszpańscy astronomowie, ponieważ od wielu lat mówi się o możliwym istnieniu dziewiątej planety w Układzie Słonecznym. Ta planeta byłaby gigantyczną planetą, która przez cały ten czas wymykała się astronomom. Jednak zespół hiszpańskich naukowców twierdzi, że uzyskał więcej dowodów na poparcie istnienia tej dziewiątej planety. Badanie zostało opublikowane przez astronomów z Uniwersytet Complutense w Madrycie. Do badań wykorzystano techniki obserwacji i analizy, które do tej pory nie były wykorzystywane przez innych astronomów, którzy również starali się zweryfikować istnienie dziewiątej planety. Prowadzone badania opierają się na badaniu węzłów, czyli dwóch punktów, w których orbita a obiekt transneptunowy przecina płaszczyznę Układu Słonecznego. Ma również na celu analizę reakcji tej planety na inne obiekty. Gdyby dziewiąta planeta istniała, byłaby to obiekt transneptunowy, co oznacza, że ​​znajdowałby się na orbicie dalej od Neptuna. Znajdowałby się dokładnie 400 AU, które są jednostkami astronomicznymi, czyli 400 razy odległość między Ziemią a Słońcem. hipoteza odkrycia Jednak hipotezy dotyczące tej planety polegają na tym, że jest to gazowy gigant o rozmiarach podobny do Neptuna. Oznacza to, że miałby siłę grawitacyjną wystarczającą do zmiany zachowania innych ciał. Według badań hiszpańscy astronomowie potwierdzili, że węzły 28 ekstremalnych obiektów transneptunowych (odległych obiektów, które nigdy nie przecinają orbity Neptuna) zachowują się dziwnie w pewnych zakresach odległości od Słońca. Koncentrując się konkretnie na tych punktach i mając korelację między położeniem węzłów a nachyleniem, można zauważyć to dziwne zachowanie. To nie powinno mieć miejsca, więc byłby to dowód na to, że orbitę analizowanych obiektów zakłóca grawitacja gigantycznego ciała, być może tajemniczego. Planeta dziewięć. Jednym z autorów tego badania jest Synchronizuj ramki czcionek, który stwierdza, że ​​„jeśli nie ma nic, co by im przeszkadzało, węzły tych transneptunowych obiektów powinny być równomiernie rozmieszczone, ponieważ nie ma przed czym uciekać, ale jeśli jest jeden lub więcej zakłócających (obiektów masywnych) mogą być tworzone z sytuacji lub zmian. Ponadto De La Fuente podkreślił, że interpretują te wyniki jako wskazujące na obecność planety, która aktywnie z nimi wchodzi w interakcję. To znaczy z obiektami transneptunowymi. Wszystko to w zakresie odległości od 300 do 400 AU. Podkreślił również, że jego wyników nie można przypisać obecności błędy obserwacyjne, więc możemy mieć do czynienia z najmocniejszymi dowodami na istnienie dziewiątej planety naszego układu gwiezdnego. Szczegóły obiektu Układu Słonecznego W Układzie Słonecznym jest wiele obiektów i chociaż tak jest nasz układ planetarny domu, nie oznacza to, że astronomowie znają każdy z obiektów, które się w nim znajdują. W rzeczywistości, jak właśnie wyjaśniliśmy, nie jesteśmy nawet pewni, czy system składa się z ośmiu czy dziewięciu planet. Znacznie mniej, wiadomo dokładnie, co jest w reszta wszechświata. Jednak na razie omówimy główne obiekty Układu Słonecznego nieco bardziej szczegółowo niż wspomniano powyżej. gwiazda środkowa Wspomnieliśmy już, że każdy układ planetarny składa się z gwiazdy centralnej. W naszym przypadku jest to Słońce, to jedyna i centralna gwiazda Układu Słonecznego. Dlatego jest to gwiazda najbliższa Ziemi i gwiazda z wyższa jasność pozorna. W przypadku innych układów planetarnych odkryto, że niektóre mają więcej niż jedną gwiazdę centralną (układ gwiezdny). Obecność Słońca lub jego brak na ziemskim niebie determinuje odpowiednio dzień i noc. Poza tym energia wypromieniowana przez Słońce jest wykorzystywana przez istoty fotosyntetyczne, które stanowią podstawę łańcucha pokarmowego, a zatem są głównym źródłem energii do życia. Także dostarcza energii która podtrzymuje procesy klimatyczne. nasza gwiazdaSłońce jest w fazie zwanej ciągiem głównym. Znajduje się również jako typ widmowy w G2. Uważa się, że Słońce uformowało się około 5000 miliardów lat temu i pozostanie w ciągu głównym przez kolejne 5000 miliardów lat. Jest to gwiazda średnia, a mimo to jest jedyną, której okrągły kształt można zobaczyć gołym okiem. Słońce ma średnica kątowa 32′35″ łuku na peryhelium i 31′31″ w aphelium, co daje średnią średnicę 32′03″. Przypadkowo połączenie rozmiarów i odległości Słońca i Księżyca od Ziemi sprawia, że ​​na niebie wydają się one mieć w przybliżeniu te same pozorne rozmiary. Pozwala to na szeroki zakres różnych zaćmień Słońca (całkowite, obrączkowe lub częściowe). Małe planety Układ Słoneczny obejmuje łącznie pięć planet karłowatych, Potwierdzony. Istnieje grupa ciał kosmicznych, które są badane jako możliwe planety karłowate. Jednak planety znane obecnie jako takie, od najmniejszej do największej odległości od Słońca, to: Ceres, Pluton, Haumea, Makemake i Eris. W przeciwieństwie do zwykłych planet, planety karłowate nie oczyściły otoczenia swojej orbity. W 1930 roku, po odkryciu, Pluton został sklasyfikowany jako planeta przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU). Jednak po późniejszym odkryciu innych dużych ciał rozpoczęto debatę w celu ponownego rozważenia tej decyzji. 24 sierpnia 2006 r. na XXVI Walnym Zgromadzeniu IAU w Pradzepostanowiono nie zwiększać liczby planet do dwunastu, lecz zmniejszać z dziewięciu do ośmiu. To wtedy nowa kategoria planet karłowatych, w którym zostałby sklasyfikowany Pluton. Od tego czasu przestała być uważana za planetę, ponieważ jako obiekt transneptunowy, należący do pasa Kuipera, nie oczyściła otoczenia swojej orbity z małych obiektów i jest to jedna z największych cech różnicujących. Duże satelity Układu Słonecznego Wśród satelitów Układu Słonecznego niektóre są tak duże, że gdyby krążyły bezpośrednio wokół Słońca, zostałyby sklasyfikowane jako planety lub planety karłowate. Dzieje się to przez orbitowanie główne planety, ponieważ takie ciała można również nazwać „planetami wtórnymi”. Istnieje kilka satelitów Układu Słonecznego, które utrzymują równowagę hydrostatyczną. Wśród tych satelitów najbardziej widoczne są: Księżyc naszej planety Ziemia o średnicy 3476 km i okresie orbitalnym 27d 7h 43,7m; Io planety Jowisz o średnicy 3643 km i okresie orbitalnym 1d 18h ​​27,6m; po nim następuje wybitny satelita, Europa, również planety Jowisz, o średnicy 3122 km i okresie orbitalnym 3,551181 d, ten satelita jest badany jako możliwy obiekt kosmiczny z życie pozaziemskie. Z drugiej strony są też więcej satelitów, takich jak: Ganimedes z planety Jowisz o średnicy 5262 km i okresie orbitalnym 7d 3h 42,6m; Callisto planety Jowisz o średnicy 4821 km i okresie obiegu 16,6890184 d; Tytan planety Saturn o średnicy 5162 km i okresie orbitalnym 15d 22h 41m; Tetyda planety Saturn o średnicy 1062 km i okresie orbitalnym 1,888 d. Inne satelity, które można wymienić, to Dione z planety Saturn, o średnicy 1118 km i okresie orbitalnym 2,736915 d; Powierzchnia planety Saturn o średnicy 1529 km i okresie orbitalnym 4,518 d; Japetus planety Saturn o średnicy 1436 km i okresie orbitalnym 79d 19h 17m; Mimas planety Saturn o średnicy 416 km i okresie orbitalnym 22 h 37 min. Chociaż na innych planetach są też inne satelity, są to najwybitniejszy. Układ Słoneczny jest pełen ciała kosmiczne Przy różnych nominałach, oprócz wymienionych powyżej, istnieje również potwierdzonych do tej pory 8 planet, z możliwością posiadania dziewiątej; 5 potwierdzonych planet karłowatych; oraz grupa asteroid i meteorytów, które krążą wokół naszej gwiazdy, Słońca. Treść artykułu jest zgodna z naszymi zasadami etyka redakcyjna. Aby zgłosić błąd, kliknij tutaj. Stali czytelnicy naszej strony mieli już możliwość zauważyć, że istnieje więcej niż jedna „seria pomiarów średniej globalnej temperatury powierzchni Ziemi” (czytaj np. Zagadka trendu ocieplenia po 1998 roku). Część powstaje na podstawie pomiarów prowadzonych na powierzchni Ziemi (serie przygotowywane przez różne ośrodki różnią się metodami uśredniania, uzupełniania niedoborów danych itd.) a część – na podstawie pomiarów satelitarnych. Swego czasu niedopracowane wyniki pomiarów satelitarnych dostarczały pożywki osobom negującym dodatni trend zmian temperatury na Ziemi (Mit: Satelity nie pokazują ocieplania powierzchni Ziemi). Ponieważ temat ten regularnie powraca w dyskusjach, prezentujemy gościnnie tekst blogera Doskonale Szare, który wyjaśnia, co i jak właściwie mierzą satelity. Rysunek 1. Konstelacja satelitów GPS, które mogą być wykorzystywane do pomiarów temperatury atmosfery. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NASA. Metody teledetekcji Istnieje kilka metod zdalnego (tzw. teledetekcja) pomiaru temperatury atmosfery. Aktywne metody teledetekcji wykorzystują pomiar refrakcji (załamania) fal radiowych wysłanych przez statek kosmiczny przechodzących przez atmosferę. Technika ta z jest powodzeniem używana przy badaniu atmosfer innych planet, np. w ten właśnie sposób sonda New Horizons potwierdziła istnienie troposfery na Plutonie [1]. Na Ziemi meteorolodzy i klimatolodzy wykorzystują konstelację mniej więcej 30 satelitów sieci GPS, krążących wokół Ziemi na wysokości około 20 tys. kilometrów, z których emisji korzystają codziennie systemy nawigacji satelitarnej. Te same fale, po przejściu przez atmosferę, odbierane są przez krążące po niskiej orbicie amerykańsko-tajwańskie mikrosatelity programu COSMIC (a w przyszłości COSMIC-2, których wystrzelenie planowane jest na 2017 rok). Na podstawie zmian kierunku propagowania się fal radiowych w powietrzu możliwe jest odtworzenie jego temperatury albo wilgotności na ścieżce pomiędzy dwoma satelitami [2]. Wykorzystując naziemne staje odbioru sygnału GPS, możemy także określać profile temperatury i zawartości pary wodnej w atmosferze [3, 4]. Pasywne metody zdalnego pomiaru temperatury wykorzystują natomiast promieniowanie wysyłane przez samo powietrze – a dokładniej, mikrofale emitowane przez tlen. Ponieważ tlen jest dobrze wymieszany w atmosferze, a jego koncentracja zmienia się w znikomym zakresie, emisja promieniowania tlenu zależy głównie od jego temperatury. Starannie dobierając długość fali promieniowania rejestrowanego przez instrumenty satelity, można ograniczyć obserwacje tylko do określonego rejonu atmosfery. Każdy kanał instrumentu pomiarowego (długość rejestrowanej fali) ma swoją funkcję wagową. Funkcja wagowa mówi, na ile poszczególne piętra atmosfery „dokładają się” do wartości rejestrowanego sygnału, czyli na ile dobrze je „widać”. Przykładowo, kanał 5 radiometru AMSU-A mierzy promieniowanie o częstotliwości 53,6 GHz, którego emisja pochodzi w większości z najniższych warstw atmosfery – troposfery, z maksimum funkcji wagowej wypadającym w okolicach 4 km (patrz rysunek 2). Rysunek 2. Lewy panel: skąd się bierze funkcja wagowa. Im wyżej, tym mniej fal o wybranej częstości jest emitowane przez atmosferę (emisja) ale jednocześnie (w związku z rozrzedzaniem się powietrza) większa część promieniowania jest przepuszczana (transmisja). Funkcja wagowa pokazuje, jaka część fal o wybranej częstości dotrze do czujnika z poszczególnych poziomów atmosfery. Prawy panel: funkcje wagowe dla instrumentu AMSU-A. Fale o małych częstościach (niskie numery kanałów – kolorowe cyfry z prawej strony) docierające do czujnika satelity pochodzą przede wszystkim z niskich warstw atmosfery (tu są emitowane w ilości na tyle dużej, by przyćmić wyższe warstwy). Fale o większych częstościach (wyższe numery ), jeśli są emitowane przez niskie warstwy atmosfery, to w praktyce nie mają możliwości „przebić się” przez całą atmosferę. Jeśli więc przyrząd satelitarny je rejestruje, to w większości pochodzą one z wyższych partii atmosfery. (źródło ilustracji) Jak widać, fotony rejestrowane przez dany kanał radiometru mogą pochodzić z warstw różniących się wysokością o wiele kilometrów (a więc i temperaturą). Wynika z tego, że zmierzenie temperatury atmosfery metodami teledetekcyjnymi nie jest rzeczą prostą. Jest to klasyczny przykład problemu zwanego w nauce zagadnieniem odwrotnym: próby wyznaczenia szukanego parametru (tutaj: temperatury różnych warstw atmosfery) na podstawie pomiaru wielkości, która od niego zależy (tutaj: promieniowania docierającego do satelity przelatującego nad atmosferą). Innymi słowy: na podstawie zliczenia liczby fotonów o określonej energii „wpadających w oczko” satelity staramy się określić co i w jakich warunkach te fotony wyemitowało. Wiele zagadnień odwrotnych (w tym większość zagadnień w teledetekcji) jest tzw. problemami źle postawionymi. Nie, to nie jest niegrzeczna ocena pracy naukowców. To termin techniczny, oznaczający, że ten sam wynik pomiaru może pojawić się w różnych sytuacjach. W naszym przypadku różne parametry atmosfery (profile temperatury w połączeniu z profilami wilgotności i in.) mogą skutkować emisją promieniowania o nieodróżnialnych, z punktu widzenia czujnika wykonującego pomiar, własnościach. Pierwsze próby W 1990 roku dwóch naukowców NASA, Roy Spencer i John Christy, zaproponowało użycie pomiarów promieniowania mikrofalowego emitowanego przez atmosferę wykonanych przez radiometry MSU satelitów serii NOAA do zbadania globalnego ocieplenia, i przedstawili pierwszą satelitarną serię danych temperatury troposfery. Seria ta, popularnie określana akronimem UAH (od nazwy uniwersytetu gdzie zatrudniony był Christy – The University of Alabama in Huntsville), skonstruowana była w oparciu o tzw. temperaturę jasnościową (czyli temperaturę, jaką miałoby ciało doskonale czarne emitujące tyle samo promieniowania co obserwowany obiekt) zmierzoną na kanale 2 MSU (53,74 GHz). Dzisiaj, ćwierć wieku później, oprócz UAH podobne serie temperatury atmosfery opracowują również zespoły RSS i NOAA STAR. Oryginalnej serii Spencera i Christy’ego odpowiadają dane oznaczane skrótem TMT (temperature in the middle troposphere), które są kombinacją temperatury jasnościowej mierzonej przez stare radiometry MSU (kanał 2) oraz, od roku 1998, nowsze AMSU-A (kanał 5). Rysunek 3. Współczesny satelita NOAA-18 – również na jego pokładzie znajduje się przyrząd AMSU-A. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NOAA NESDIS Environmental Visualization Laboratory. W opublikowanym w tygodniku Science artykule [5] Spencer i Christy przekonywali, że precyzja pomiaru miesięcznych anomalii temperatury globalnej jest lepsza niż 0,01°C, a ze względu na możliwość obserwacji powierzchni całej planety oraz brak wpływu takich czynników jak np. efekt miejskiej wyspy ciepła, pomiary satelitarne znacznie lepiej nadają się do monitorowania globalnego ocieplenia niż tradycyjne analizy temperatury powierzchni globu. Wnioski wyciągnięte przez Spencera i Christy’ego wzbudziły pewien sceptycyzm, bo dane satelitarne nie wskazywały na wzrost temperatury, przewidywany przez teorię antropogecznicznego globalnego ocieplenia [6] i obserwowany w pomiarach na powierzchni Ziemi. Szybko okazało się, że rzeczywiście tezy na temat możliwości pomiarów satelitarnych były zdecydowanie zbyt optymistyczne, a w toku badań odkryto liczne problemy związane z metodami używanymi do wyznaczania trendów temperatur atmosfery. Nawet pobieżne omówienie tych badań to temat na grubą książkę, więc poniżej ograniczę się tylko do wymienienia najważniejszych problemów wraz z odniesieniem do podstawowej literatury przedmiotu. 1. „Temperatura troposfery” nie jest tylko temperaturą troposfery Jak napisałem wyżej, funkcja wagowa kanału 5 AMSU-A (oraz kanału 2 MSU) obejmuje większość troposfery, z maksimum wypadającym w jej niskich warstwach. Okazuje się jednak, że część emisji mierzonej przez radiometr w tym zakresie widma pochodzi też z wyższych warstw atmosfery, czyli stratosfery. Zgodnie z teoretycznymi przewidywaniami stratosfera powinna się oziębiać wskutek niszczenia warstwy ozonowej przez związki chlorowcopochodne („freony”) oraz zwiększającej się koncentracji dwutlenku węgla. Ponieważ radiometr nie może odróżnić, czy zarejestrowany foton został wyemitowany przez ocieplającą się troposferę, czy oziębiającą się stratosferę, oba efekty nakładają się na siebie, zaniżając mierzone trendy temperatury. W kolejnych wersjach swojej analizy temperatur (od wersji „B” z 1991 roku do wersji z 2013 roku) Spencer i Christy próbowali obejść ten problem konstruując „syntetyczny” kanał 2RT, później nazwany 2LT, a jeszcze później TLT [7]. Kanał ten powstał jako kombinacja pomiarów wykonanych pod różnymi kątami, przez co możliwe było lepsze wyizolowanie emisji pochodzącej z dolnych warstw troposfery, i jak się wydawało usunięcie emisji stratosferycznej. Rysunek 4. Geometria skanu wykonywanego przez radiometr AMSU. Źródło. Rysunek 5. Stary sposób konstrukcji serii temperatur dolnej troposfery w analizie UAH. Przy większym kącie pomiaru promieniowanie musi pokonać dłuższą drogę przez atmosferę, zatem opisująca je funkcja wagowa jest przesunięta ku wyższym warstwom atmosfery. Kanał 2RT/2LT/TLT powstawał poprzez odjęcie, z odpowiednimi wagami, temperatury jasnościowej zmierzonej przy większym kącie (pozycje 1, 2, 10 i 11 radiometru), od temperatury zmierzonej przy mniejszym kącie (bliżej nadiru, pozycje 3, 4, 8 i 9). Źródło. Metoda ta wprowadziła jednak kolejne problemy: znacząco zmniejszyła się precyzja pomiaru (zarówno jeśli chodzi o rozdzielczość przestrzenną, jak i stosunek sygnału do szumu w zmierzonej temperaturze jasnościowej), oraz powiększył się wkład emisji z powierzchni Ziemi w promieniowanie rejestrowane przez satelity. Szczególnie problematyczne okazały się być rejony polarne, gdzie dodatkowe zakłócenia powoduje obecność lodu [8]. W 2004 roku inny zespół naukowców zaproponował [9] alternatywną metodę konstrukcji syntetycznego kanału dla dolnej troposfery, opartą o kombinację dwóch różnych kanałów radiometru (2 i 4 MSU oraz 5 i 8 AMSU-A). Metoda ta została zastosowana w analizie RSS (firmy Remote Sensing Systems), a od ubiegłego roku zaczęli jej używać także Spencer i Christy (od wersji analizy UAH [10]). Co charakterystyczne, zespół NOAA STAR, który też publikuje własną niezależną analizę danych satelitarnych, z opracowywania takiego syntetycznego kanału „dolnej troposfery” zrezygnował w ogóle, dochodząc do wniosku że jego przydatność jest niewielka w obliczu niepewności pomiarowych, jakimi byłby obciążony. 2. Serie pomiarowe nie są homogeniczne … czyli wykorzystują dane różnego pochodzenia. Konstrukcja serii temperatur o długości wystarczającej by była przydatna w badaniach nad klimatem (czyli 20-30 lat) wymaga użycia danych z kilkunastu różnych satelitów, pracujących w różnym czasie i z różnym oprzyrządowaniem na pokładzie. Jak wspomniałem, analizy UAH, RSS i NOAA STAR używają zarówno pomiarów wykonanych przez starszy typ czterokanałowych radiometrów MSU, jak i nowszych, wciąż wykorzystywanych radiometrów AMSU. Ale nawet instrumenty tego samego typu, kalibrowane na Ziemi według tych samych wytycznych, zmieniają trochę parametry podczas montażu satelity i później w trakcie samej misji obserwacyjnej satelity, zależąc między innymi od jego własnej temperatury. Rysunek 6. Satelita NOAA w laboratorium. Zdjęcie zamieszczamy dzięki uprzejmości Lockheed Martin i NASA. Na orbicie możliwości powtórnej kalibracji instrumentów satelity są ograniczone. W przypadku radiometrów pomiary temperatury jasnościowej atmosfery ziemskiej mogą być porównywane z temperaturą przestrzeni kosmicznej (czyli temperatury mikrofalowego promieniowania szczątkowego Wielkiego Wybuchu, wynoszącej 2,73 K), oraz temperaturą specjalnej płytki (mierzonej innymi metodami), jednak ekstrapolacja nieliniowej zależności pomiędzy rzeczywiście mierzonym przez radiometr sygnałem (przetworzoną na ciąg cyfr zmianą napięcia) a temperaturą, w oparciu o tylko dwa punkty danych nie jest wcale taka prosta. Przykładowo, jedną z nierozstrzygniętych kontrowersji jest poprawka zastosowana do kalibracji pomiarów satelity NOAA-9, która zdaniem klimatologów z University of Washington została przez Spencera i Christy’ego zastosowana niewłaściwie [11]. Kilka lat temu naukowcy z NOAA znaleźli sprytny sposób na wzajemną kalibrację instrumentów różnych satelitów, którym zdarzało się przelatywać w tym samym czasie nad tym samym punktem (co w przypadku orbit polarnych zdarza się w okolicach biegunów), i ten rodzaj kalibracji jest obecnie używany w analizie NOAA STAR [12]. Kolejnym bardzo poważnym problemem jest dryf orbit. Satelity meteorologiczne (a także szpiegowskie) zwykle krążą po orbitach polarnych, na których przelatują nad tymi samymi punktami na powierzchni Ziemi o tej samej godzinie czasu słonecznego. Można zrozumieć to oglądając poniższą animację: W ciągu kilku-kilkunastu lat przebywania satelity na orbicie zwykle powoli dryfuje on w kierunku wschodnim albo zachodnim, przez co przelatuje on nad tym samym punktem w innym czasie (później albo wcześniej). Ponieważ temperatura atmosfery zmienia się w cyklu dobowym, zatem dwa pomiary wykonane w odstępie 10 lat, jeden na przykład wczesnym popołudniem, a drugi na przykład wieczorem, oprócz długoterminowego trendu klimatycznego będą też zawierać, zwykle znacznie większy, wkład dobowej zmiany temperatury. Efekt dryfu orbity trzeba zatem uwzględnić i jakoś skompensować. Niestety, pierwsze wersje analizy Spencera i Christy’ego dryf ignorowały, a wersje późniejsze stosowały poprawkę dobową z niewłaściwym znakiem, przez co pogłębiały istnienie błędów systematycznych w trendach temperatur troposfery [13]. 3. Temperatura troposfery nie jest tylko temperaturą powietrza. Teledetekcja temperatur oparta o promieniowanie mikrofalowe wydawała się atrakcyjna również dlatego, że pozwalała na badanie atmosfery niezależnie od obecności chmur, które zwykle zasłaniają dużą część powierzchni planety. Spencer i Christy w 1990 roku szacowali, że wpływ emisji z innych niż tlen składników atmosfery, oraz refrakcji mikrofal na cząsteczkach wody w chmurach i deszczu jest mniejszy niż 0,01°C w przypadku globalnych anomalii miesięcznych. Ostatnie badania [14] sugerują, że ignorowanie obecności chmur zaniża trendy zmian temperatur troposfery o 20-30%. Rysunek 7: Średnie zachmurzenie w grudniu 2015 na podstawie pomiarów satelitarnych (0 oznacza brak chmur, 1 – pełne zachmurzenie). Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości GSFC/NASA. Wynika z tego, że określenie temperatury troposfery nie jest takie proste, jak się kiedyś wydawało, a satelitarne serie temperatury nie są lepszym wskaźnikiem globalnego ocieplenia niż zwykłe analizy temperatury powierzchni Ziemi, oparte o pomiary stacji meteorologicznych i temperatury oceanów. W 37-letniej serii temperatur TMT, opracowanej na podstawie tych samych danych wejściowych, trend liniowy wynosi zaledwie 0,07°C na dekadę w analizie UAH, 0,08°C na dekadę w analizie RSS, i 0,12°C na dekadę w analizie NOAA STAR – a jest to teoretycznie najprostszy produkt satelitarny, wykorzystujący tylko jeden kanał radiometru! Pokazuje to, że bez wyjaśnienia różnic pomiędzy różnymi analizami temperatur atmosfery trudno jest używać ich jako argumentu, że się ona nie ociepla (albo że się ociepla „mniej niż oczekiwano”). Co z radiosondami? Radiosondy to małe urządzenia zawierające przyrządy mierzące ciśnienie, temperaturę, wilgotność i inne parametry atmosferyczne, unoszone w powietrzu przez balony meteorologiczne. Pomiary wykonywane w miarę wznoszenia i lotu balonu, aż do momentu jego pęknięcia w górnych warstwach atmosfery, są przesyłane drogą radiową do stacji naziemnych. Radiosondy światowej sieci pomiarów meteorologicznych WMO są wypuszczane w tym samym czasie, dwa razy na dobę (w okolicy północy i południa czasu Greenwich), z ponad 600 stacji na całym świecie, a uzyskane w ten sposób dane o stanie globalnej atmosfery zasilają modele numeryczne prognozujące pogodę. Rysunek 8. Stacje sondowania atmosfery na świecie. Ilustrację zamieszczamy dzięki uprzejmości NOAA. Radiosondy umożliwiają zbadanie temperatury atmosfery z precyzją niemożliwą do uzyskania innymi metodami, jednak mają też i swoje wady. Globalna sieć pomiarowa jest z konieczności ograniczona głównie do lądów (oraz nielicznych oceanicznych wysepek), jej utrzymanie jest stosunkowo kosztowne, i podobnie jak w przypadku innych pomiarów wykonywanych w konkretnych lokalizacjach, dane zbierane przez radiosondy wymagają homogenizacji. Mierzony przez radiosondy od 1958 roku długoterminowy trend temperatury globalnej wynosi 0,14°C na dekadę [15]. W tropikach jest nawet wyższy, i wynosi 0,25°C na dekadę [16]. Na szybkie ocieplanie się tropikalnej troposfery wskazuje również niedawno opublikowana analiza prędkości wiatrów [17]. Rysunek 9. Różne analizy temperatury troposfery. Kolor czarny: RSS, wraz z niepewnościami (100 realizacji wiązki, oznaczone kolorem szarym); zielony: UAH; niebieski: NOAA STAR; czerwony: globalna analiza temperatur mierzonych przez wynoszone przez balony radiosondy RATPAC-A (poziom baryczny 500hPa). Nie ma wątpliwości co do ocieplenie klimatu Niezależnie od przyczyn rozbieżności pomiędzy różnymi analizami temperatur troposfery, samo ocieplenie klimatu nie jest już od dawna przyczyną kontrowersji w środowisku naukowym. O ile w 1990 roku nie były kompletnie nieprawdopodobne sugestie Christy’ego i Spencera, że analizy temperatur oparte o pomiary stacji meteorologicznych zawierają nieuwzględnione, duże błędy systematyczne (np. efekt miejskiej wyspy ciepła); to dzisiaj, ćwierć wieku później, nie ma wątpliwości że globalne ocieplenie nie jest tylko artefaktem pomiarowym. Dane dotyczące ocieplenia na powierzchni planety są obecnie precyzyjniejsze, niż analizy satelitarne. Łatwo może to zobrazować rozrzut wartości różnych serii temperatur, opracowywanych przez różne, niezależne zespoły naukowców: Rysunek 10. Kolor niebieski – różne analizy temperatur powierzchni (NASA, NCEI, MetOffice i BEST), kolor szary – analizy temperatur troposfery (UAH, RSS, NOAA STAR i RATPAC-A). O ociepleniu planety wiemy zresztą nie tylko dzięki stacjom meteorologicznym, ale także i pomiarom temperatur oceanów wykonanych przez statki i boje oceanograficzne; z szacunków tempa regresji lodowców; pomiarów temperatur podpowierzchniowych w odwiertach geologicznych i zmian temperatur wiecznej zmarzliny; analizom zmian zachowań sezonowych, zasięgów występowania różnych gatunków roślin i zwierząt oraz wielu innych niezależnych obserwacji. Nie ma też wątpliwości co do przyczyn ocieplenia Obserwowane zmiany klimatu są spójne z przewidywaniami teoretycznymi opartymi o znane od dziesięcioleci prawa fizyki. Zgodnie z tymi przewidywaniami, zwiększona koncentracja gazów cieplarnianych powinna doprowadzić do wzmocnienia efektu cieplarnianego, i ocieplenie powierzchni planety. Inne, teoretycznie możliwe przyczyny zmian klimatu (np. wahania aktywności słonecznej) pozostają wykluczone przez dane obserwacyjne. [1] The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons [2] The COSMIC/FORMOSAT-3 Mission: Early Results [3] Observing Earth’s atmosphere with radio occultation measurements using the Global Positioning System [4] Climate intercomparison of GPS radio occultation, RS90/92 radiosondes and GRUAN from 2002 to 2013 [5] Precise Monitoring of Global Temperature Trends from Satellites [6] Dzisiaj wiemy, że główną tego przyczyną była zbyt krótka, bo zaledwie 10-letnia, seria obserwacyjna którą dysponowali wtedy Spencer i Christy. Ze względu na relatywnie dużą, w stosunku do wartości (ówczesnego) trendu, zmienność międzymiesięczną i międzyroczną temperatury globalnej, w żadnej serii danych (czy to satelitarnych, czy to naziemnych) nie da się wyznaczyć istotnego statystycznie trendu dla okresu 1979-1988. Późniejsze, dłuższe satelitarne serie temperatur troposfery opracowane przez Spencera i Christy’ego też nie wskazywały ocieplenia, jednak tutaj większą rolę odegrały wprowadzone przez nich błędy w analizie danych. [7] Precision and Radiosonde Validation of Satellite Gridpoint Temperature Anomalies. Part II: A Tropospheric Retrieval and Trends during 1979–90 [8] Evidence of possible sea-ice influence on Microwave Sounding Unit tropospheric temperature trends in polar regions [9] Satellite-derived vertical dependence of tropical tropospheric temperature trends; Contribution of stratospheric cooling to satellite-inferred tropospheric temperature trends [10] Prace nad wersją 6 serii UAH rozpoczęła się w 2006 roku, niedługo po odkryciu błędów w zastosowaniu poprawek dobowych (o czym niżej), i została ona w końcu „opublikowana” na blogu Roya Spencera w roku 2015, z zastrzeżeniem, że to dopiero wersja „beta”. Nie wiadomo, kiedy i czy w ogóle planowana jest publikacja opisu metod analizy w recenzowanym czasopiśmie naukowym. [11] A Bias in the Midtropospheric Channel Warm Target Factor on the NOAA-9 Microwave Sounding Unit [12] Predicting Simultaneous Nadir Overpasses among Polar-Orbiting Meteorological Satellites for the Intersatellite Calibration of Radiometers; Recalibration of microwave sounding unit for climate studies using simultaneous nadir overpasses; Intersatellite calibration of AMSU-A observations for weather and climate applications [13] The Effect of Diurnal Correction on Satellite-Derived Lower Tropospheric Temperature [14] „Uncertainty of AMSU-A derived temperature trends in relationship with clouds and precipitation over ocean; 30-Year atmospheric temperature record derived by one-dimensional variational data assimilation of MSU/AMSU-A observations; Trends of MSU Brightness Temperature in the Middle Troposphere Simulated by CMIP5 Models and Their Sensitivity to Cloud Liquid Water [15] BAMS State of the Climate in 2014, Global Climate [16] Atmospheric changes through 2012 as shown by iteratively homogenized radiosonde temperature and wind data (IUKv2) [17] New estimates of tropical mean temperature trend profiles from zonal mean historical radiosonde and pilot balloon wind shear observations Prawa Keplera Johannes Kepler sformułował trzy ważne prawa dotyczące ruchu planet. Sputnik-1 (1957) Pierwszym statkiem kosmicznym, który wystrzelono z Ziemi w przestrzeń kosmiczną, był satelita konstrukcji radzieckiej (październik, 1957 r.). Nawigacja satelitarna Do wyznaczenia aktualnej pozycji niezbędne są 4 spośród 24 satelitów tworzących system nawigacji. Nieważkość Statek kosmiczny podczas orbitowania znajduje się w stanie nieważkości. Rozwój mechaniki nieba Animacja przedstawia prace badawcze astronomów i fizyków, które miały wpływ na nasze postrzeganie wszechświata. Wahadłowiec kosmiczny Wahadłowce były najczęściej używanymi przez NASA załogowymi pojazdami kosmicznymi wielokrotnego użytku. Księżyc Księżyc jest jedynym satelitą Ziemi. Badania Marsa Badania struktury Marsa i ewentualnych śladów życia dokonywane jest przy pomocy sond kosmicznych i łazików marsjańskich. Droga Mleczna Nasza Galaktyka ma średnicę 100 000 lat świetlnych, znajduje się w niej ponad 100 miliardów gwiazd, a jedną z nich jest Słońce. Planety, rozmiary Wokół Słońca krążą wewnętrzne planety skaliste i zewnętrzne gazowe planety olbrzymy. Sondy kosmiczne Voyager Sondy kosmiczne Voyager opuściły Układ Słoneczny. Dokonują one badań i niosą ze sobą komunikat od ludzkości. Jowisz Jowisz jest największą planetą Układu Słonecznego, jego masa jest dwa i pół raza większa niż masa innch planet razem wziętych. Kosmiczny Teleskop Keplera Za pomocą Teleskopu kosmicznego Keplera NASA poszukuje nadających się do zamieszkania, ziemiopodobnych planet, poza naszym Układem Słonecznym. Misja Dawn („Świt”) Badania Ceres i Westy pomogą nam dowiedzieć się więcej na temat wczesnej epoki Układu Słonecznego, oraz jak formowały się planety skalne. Obserwatorium Obserwatoria astronomiczne często są budowane na wysokich wzniesieniach w celu wyeliminowania zakłóceń atmosferycznych. Reaktor fuzyjny Przyjazna środowisku fuzja jądrowa będzie służyła jako źródło praktycznie nieograniczonej energii. Moja wiedza na temat systemu i odbiorników GPS jest fragmentaryczna i nie pretenduję do roli eksperta w tej podanych tu informacji może się wydać naiwnymi i oczywistymi dla studentów geodezji i fachowców z branży, sądząc jednak po trudnościach jakie miałem przy wyszukiwaniu nawet prostych informacji o np. układzie odniesienia Pułkowo, systemie "42" czy zwłaszcza "65" uważam, że użytkownikom GPS mogą się przydać. Uwaga! Z dniem 2000-05-01decyzją rządu USA został na stałe wyłączony program celowo pogarszający dokładność określania pozycji przez cywilne odbiorniki GPS (SA - Selective Availability). Zamieszczone w poniższym tekście rozważania na temat dokładności odbiorników GPS dotyczące SA stają się w związku z tym bezprzedmiotowe! Pozostają jako ciekawostka (do czasu ponownego włączenia SA?) Co to jest GPS? Nazwa GPS jest skrótem od angielskiej nazwy Global Positioning System. Jest to amerykański, wojskowy system określania pozycji geograficznej, z pewnymi ograniczeniami udostępniony dla powszechnych zastosowań cywilnych. Ogólnie biorąc system składa się z: Dwa pierwsze segmenty są utrzymywane przez rząd amerykański. Segment użytkownika to odbiorniki GPS między innymi takie jak np. GPS38. Jak działa GPS (w największym uproszczeniu )? Wokół Ziemi, na wysokości około 20 000km, po dokładnie znanych orbitach krążą satelity. Parametry orbit są kontrolowane przez stacje naziemne. Satelity wysyłają sygnały radiowe na częstotliwościach ok. 1,5 GHz pod kontrolą zsynchronizowanych ze sobą wzorców czasu. Na podstawie różnic czasu w jakim docierają do odbiornika sygnały z satelitów i co za tym idzie różnic drogi, mikroprocesor w odbiorniku dokonuje obliczenia pozycji odbiornika. Warto pamiętać że: Sygnały docierające do odbiornika z poszczególnych satelitów są poniżej poziomu szumów i do ich dekodowania stosowane są wyszukane techniki demodulacji. Dokładność orbity satelity (odchyłka od teoretycznej) ma bezpośredni wpływ na dokładność określania pozycji odbiornika. Do określenia pozycji odbiornika (ściślej: anteny odbiornika) w 2 wymiarach na powierzchni Ziemi potrzeba teoretycznie "widoczności" 3 satelitów (przy stosowanych częstotliwościach sygnały rozchodzą się "optycznie") W nawet najprostszym odbiorniku obliczeń pozycji dokonuje specjalizowany mikroprocesor o bardzo dużej mocy obliczeniowej. Sygnały odbierane przez odbiorniki "powszechnego użytku" zawierają (zawierały) sztucznie wprowadzany przez Departament Obrony USA sygnał zakłócający (SA), zwiększający błąd określania pozycji. Odbiorniki uprawnione (wojskowe) eliminują ten sygnał zakłócający, może być on także wyłączony w zależności od decyzji Departamentu Obrony. System GPS może zostać w dowolnym momencie wyłączony przez rząd USA. Odbiornik GPS Podstawowe bloki odbiornika GPS (precyzyjnie: segmentu użytkownika) to: antena tor wysokiej częstotliwości blok cyfrowego przetwarzania sygnału układy wejścia/wyjścia (wyswietlacz, klawiatura, port komunikacyjny) procesor sterujący układ zasilania W najtańszych odbiornikach wszystkie te bloki zabudowane są w jednej, hermetycznej obudowie. W zwiazku z tym, że antena znajduje się wewnątrz odbiornika, utrudnione jest ich stosowanie w samochodzie, pod pokładem łodzi itp. (antena musi widzieć satelity). Są one przeznaczone przede wszystkim dla turystyki pieszej i rowerowej. W większości konstrukcji antena jest osobnym podzespołem, lub co najmniej istnieje możliwość dołączenia anteny zewnętrznej. Konstrukcje takie są łatwe do zamontowania w ciężarówce, jachcie lub samolocie. Istnieją także na rynku rodziny podzespołów do konstruowania kompletnych odbiorników GPS w formie nieobudowanych modułów. Na przykład zestaw modułu anteny z modułem odbiornika Oncore firmy Motorola, uzupełnione o zasilacz (5V 200mA) i prosty konwerter poziomów logicznych TTL/RS232 po podłączeniu do komputera PC z odpowiednim programem tworzy kompletny odbiornik GPS o funkcjach ograniczonych tylko możliwościami programu na PC. Dokładność określania pozycji Podstawowym zagadnieniem związanym z odbiornikiem GPS jest jego dokładność określania pozycji. Dla celów reklamowych podawane są różne wielkości np. +/-25m, 15m i mniejsze. Te wielkości oznaczają dokładność w najbardziej sprzyjających warunkach: przy śledzeniu przez odbiornik maksymalnej liczby, optymalnie usytuowanych satelitów przy braku sygnału zakłócającego (SA). W warunkach rzeczywistych błąd pozycji podawanej przez odbiornik GPS jest znacznie większy; sztucznie wprowadzony błąd (SA) wynosi do 100m, zaś sumaryczny błąd odbiornika związany z nim samym i nieoptymalnym ułożeniem satelitów rzadko jest mniejszy niż 30m (GPS38). Trzeba założyć, że pozycja podawana przez ręczny odbiornik GPS w warunkach istnienia SA jest zgodna z rzeczywistą z błędem rzędu +/-150m (+/- 5" .. 7"). Na rysunkach pokazano wykresy pozycji raportowanej przez 8-kanalowy odbiornik firmy Motorola z anteną umieszczoną stacjonarnie na dachu budynku. Pierwszy wykres powstał w ciągu godziny, drugi w ciągu ok. 10 godzin; odbiornik śledził w przeważającym czasie maksymalną możliwą dla niego liczbę satelitów tj. 8. Na osiach zaznaczono odchyłkę (w metrach) od pozycji określonej przez uśrednienie pomiarów z klikudziesięciu godzin. Istnieją metody ominięcia sztucznie wprowadzonego ograniczenia dokładności odbiornika. Taką metoda jest technika DGPS, która polega na uwzględnianiu przez program w odbiorniku obliczajacym pozycję, poprawki przesyłanej droga radiowa ze stacjonarnego odbiornika GPS o dokładnie znanej pozycji. Teoretyczna dokładność pozycji zwieksza się do kilku metrów, wymagane są jednak dodatkowe, drogie urzadzenia i dostęp do sygnału radiowego nadającego poprawkę. Współczesne przenośne odbiorniki, posiadające 12 kanałów równoległych (np. GPS12), określają pozycję w sprzyjających warunkach z dokładnością kilku metrów. Opis działania najprostszego odbiornika dla kogoś, kto jeszcze nigdy nie miał odbiornika w ręku (z dygresjami). Najtańsze odbiorniki GPS to na przykład GPS 38 (starszy model już nie produkowany) i GPS 12 firmy Garmin. Są dostępne w cenie 150 - 250$ lub nawet taniej. Wielkością i wyglądem przypominają niezbyt mały telefon komórkowy. Są hermetyczne i nierozbieralne. Mają graficzny wyświetlacz ciekłokrystaliczny 64x100 pikseli. Jeszcze tańsze są np. odbiorniki Magellan Pionieer, choć mają mniej możliwości niż Garmin; kosztują w USA poniżej 100$. Podstawową funkcją odbiornika GPS jest podawanie pozycji geograficznej. Tak jest w istocie, choć nawet te najprostsze odbiorniki ręczne maja szereg funkcji dodatkowych: podają czas, prędkość i kierunek poruszania się, azymut i odległość do zaprogramowanego punku, zapisują przebytą trasę, prowadzą po zaprogramowanej trasie itd.. Potrafią działać w różnych układach odniesienia i różnych siatkach. Pierwsze włączenie po zakupie (Garmin GPS38) Po założeniu 4 ogniw alkalicznych R6 do odbiornika można go włączyć. Pokaże się strona powitalna, a po kilku sekundach strona satelitów. Odbiornik rozpocznie proces synchronizacji z sygnałami z satelitów. Pierwszego włączenia po zakupie najlepiej dokonać w otwartym terenie, tak aby mieć widoczność nieba co najmniej od 30° nad horyzontem wzwyż, we wszystkich kierunkach. Uwaga ta dotyczy zwłaszcza osób niecierpliwych, dla uniknięcia rozczarowań. W mieście, odbiornik wystawiony z okna może nie "złapać" wystarczającej liczby satelitów nawet przez godzinę co może doprowadzić do zwątpienia w jego prawidłowe funkcjonowanie. Tu małe wyjaśnienie nie pretendujące do naukowo ścisłego. Jak wspomniano, obliczanie pozycji odbywa się na podstawie czasu potrzebnego na dotarcie do odbiornika sygnałów od różnych satelitów. W tym celu odbiornik musi ustawić na postawie informacji odbieranych z satelitów swój wewnętrzny zegar, a następnie w osobnych kanałach "śledzić" sygnały od każdego z nich. Sygnały z satelitów, oprócz znaczników czasu, zawierają także dane o parametrach orbit wszystkich satelitów systemu, dane o korekcjach opóźnienia sygnałów w atmosferze i szereg innych o których nie wiem. Wszystko to jest potrzebne programowi wyliczającemu pozycję. Pozbieranie tych danych trwa, jednak niektóre z nich są aktualne długo i jeśli już są w podtrzymywanej wewnętrzną baterią pamięci odbiornika, nie trzeba ich wszystkich odbierać. Jeśli odbiornik długo nie był używany lub był wieziony "zza oceanu", to dane zawarte w pamięci są nieaktualne i muszą być odebrane z satelitów. Ten proces można wspomóc podając przybliżone dane o miejscu w którym się znajduje, o co odbiornik czasem prosi pytając o nazwę kraju. Generalnie: im dłużej odbiornik nie był używany tym dłużej trwa jego przygotowanie do pracy. Może to być od kilku sekund do kilkudziesięciu minut. Jeśli GPS38 (GPS12) ma już podstawowe dane o satelitach, to na wyświetlaczu, na stronie satelitów można zobaczyć schemat ich ułożenia na sferze niebieskiej. Ułatwia to zorientowanie się skąd nadchodzą sygnały i w którym kierunku przestrzeń powinna być nie zasłonięta. Widocznych nad widnokręgiem satelitów może być teoretycznie do 12, stąd najnowsze odbiorniki tyle ich mogą śledzić (GPS12). Starsze odbiorniki budowano jako pseudo 8-kanałowe (GPS38: jeden kanał multipleksowany), istnieją takie, które śledzą 12 satelitów w dwóch multipleksowanych kanałach, a słyszałem o 4-kanałowych. Większa liczba śledzonych równocześnie satelitów pozwala na wybieranie do obliczeń sygnałów od tych, które w danym momencie są widoczne i mają najlepszą geometrię (satelity ułożone w linii prostej mają "złą geometrię"). Odbiorniki 12-kanałowe są dokładniejsze i bardziej odporne na zmiany sytuacji przy poruszaniu się. Uzasadnić to, jak sądzę, można najprościej tak, że jeśli w czasie jazdy odbiornikowi 8-kanałowemu zniknie nagle widoczność satelitów o "dobrej geometrii" które śledził, a pozostanie widoczność innych, wprawdzie o "gorszej geometrii", których jednak nie śledził z braku wolnych kanałów, to zanim zacznie je śledzić nie będzie miał możliwości uwzględniania ich w obliczeniach; "zgubi się" lub pogorszy dokładność wyliczanej pozycji. Poza tym, nowsze odbiorniki mają inną konstrukcję; mają prawdziwie 12 równoległych kanałów w torze odbiorczym (np. GPS12), podczas gdy starsze mają jeden kanał z multipleksowaniem (GPS38). Z takiej konstrukcji wynika mniejszy czas potrzebny na określenie pozycji po włączeniu i większa dokładność (nie wiem jak to uzasadnić). W praktyce nad widnokręgiem przeważnie znajduje się mniej niż 12 satelitów (obserwowałem sytuacje gdy odbiornik raportował teoretyczną obecność 5 satelitów), a spośród nich nie wszystkie są widoczne; odbiornik 8-kanałowy śledzi wszystkie praktycznie widoczne satelity. Kiedy odbiornik zacznie już śledzić co najmniej 3 satelity z "dobrą geometrią", może podawać pozycję geograficzną w dwóch wymiarach; przy czterech i więcej śledzonych satelitach może podawać także wysokość. GPS38 (GPS12) automatycznie przełączy się na pokazywanie drugiej strony: informacji o pozycji i podawanej przez odbiornik GPS informacji o wysokości jest niewielkie, zwłaszcza na nizinach. Dokładność podawania wysokości (w metrach) jest gorsza niż dokładność pozycji. Informacja, że jesteśmy na wysokości 150m przy błędzie +/- 150m to żadna informacja. Odbiornik GPS może podawać pozycję we współrzędnych geograficznych (stopnie, minuty, sekundy), a także w siatce kilometrowej. Najwygodniej było by odczytać pozycję podawaną przez GPS w siatce kilometrowej i poszukać pozycji na mapie też posiadającej siatkę kilometrową. Ale to nie takie proste... O mapach Ręczny odbiornik GPS w samochodzie Wbrew pozorom najprostszy, zintegrowany odbiornik GPS taki jak Garmin GPS38 całkiem dobrze sprawuje się w samochodzie. Umieszczony na desce rozdzielczej co prawda nie "widzi" części satelitów zasłanianych przez dach i słupki boczne, ale mimo to radzi sobie z obliczaniem pozycji. W otwartym terenie śledzi przeważnie 5 - 6 satelitów. Problemy są podczas jazdy przez las i w mieście. Zwłaszcza w mieście widoczność satelitów maleje na tyle, że często widać ich zbyt mało dla obliczenia pozycji. Ale i na zewnątrz pojazdu w mieście sytuacja jest niewiele lepsza. Na nowym komplecie baterii odbiornik pracuje kilkanaście godzin (GPS38 pobiera ok. 140mA). Rozrzutnością było by zasilanie w ten sposób w samochodzie; oczywiste jest, że należy zasilać go z gniazda zapalniczki zwłaszcza, że w odbiorniku przewidziano do tego odpowiednie gniazdo. W przypadku najtańszych odbiorników bez wyposażenia dodatkowego (GPS 38, GPS 12) są trudności: potrzebna jest nietypowa wtyczka i zasilacz 6V. Droższe odbiorniki (GPS12XL) są przewidziane do zasilania z napięć np. 10 - 40V. Najprostszym rozwiązaniem jest kupno odpowiedniego kabla od producenta, trochę to jednak kosztuje. Tańszym rozwiązaniem jest kupno wtyczki i dostosowanie zasilacza np. od telefonu komórkowego. Ja sam zrobiłem wtyczkę z kawałka plastiku i elementów złącza DB9, a zasilacz na układzie LM7806 umieściłem w obudowie handlowego wtyku do gniazda zapalniczki. Działa; kosztowało trochę pracy i prawie nic pieniędzy. Przestrzegam jednak przed eksperymentami - nieprawidłowe podłączenie może uszkodzić odbiornik. Potrzebny jest jeszcze uchwyt do przymocowania odbiornika na desce samochodu. Nie wiem czy można gdzieś taki kupić; podobnie jak kabel zasilający, uchwyt zrobiłem sam. Idealny do samochodu jest odbiornik z anteną zewnętrzną. GPS12XL z anteną GA27 na dachu, na uchwycie magnesowym to jest to! Współpraca GPS z PC GPS różnych firm w tym Garmin mają możliwość komunikacji z PC przez port RS232. Daje to możliwość przygotowania danych na PC i wpisania ich do GPS, odczytania danych z GPS, ich obróbki i archiwizowania na PC, oraz śledzenia na bieżąco położenia na ekranie komputera (notebooka) na tle mapy cyfrowej (program Autoroute, Quovadis,...). To ostatnie możliwe jest na łodzi lub w samochodzie, lecz chyba zbyt kłopotliwe na rowerze. Program Quovadis (obecnie zmienił nazwę na Touratech) Ten program spodobał mi się. Nawet w wersji demonstracyjnej 25 dniowej, po upływie tego czasu można bawić się mapami; nie można tylko łączyć się on line z Garminem. Warto też przejrzeć linki polecane przez autorów programu. Rysunek obok powstał przy pomocy programu Quovadis na bazie zeskanowanej mapy 1:100 000 i zapisu przejechanej trasy przez odbiornik GPS38 w czasach aktywności SA. Na zachód od Kolbuszowej jechałem tam i z powrotem tą samą trasą. Internet żyje, niektóre odsyłacze mogą być nieaktualne Programik Gardown Bardzo prosty i przydatny programik pod DOS do odczytywania i zapisywania danych z i do Garmina (przez port RS232). Program Madtran Pakiet programów w Basicu do przeliczania współrzędnych w różnych układach odniesienia. polskie firmy zajmujące się dziedziną GPS strona firmy Garmin inne strony z dziedziny GPS i map (biblia GPS!)

dwa satelity krążą wokół ziemi po różnych orbitach