Sunrise. Quyosh chiqishi (yoki quyosh chiqishi) – ertalab ufqda Quyoshning yuqori cheti paydo boʻladigan payt. Bu atama, shuningdek, quyosh diskining ufqni kesib oʻtish jarayonini va unga hamroh boʻlgan atmosfera taʼsirini ham anglatishi mumkin. "Koʻtarilish". Quyosh ufqdan „koʻtarilayotgan“dek koʻrinsa-da, aslida Quyoshning paydo boʻlishiga "Yerning" harakati sabab boʻladi. Harakatlanuvchi Quyoshning illyuziyasi Yer kuzatuvchilarining aylanuvchi mos yozuvlar ramkasida boʻlishidan kelib chiqadi; Bu zohiriy harakat shunchalik ishonarliki, koʻpgina madaniyatlarda mifologiyalar va dinlar geosentrik model atrofida qurilgan boʻlib, ular 16-asrda astronom Nikolay Kopernik oʻzining geliotsentrik modelini shakllantirgunga qadar hukmronlik qilgan. Arxitektor Bakminster Fuller geliotsentrik modelni yaxshiroq ifodalash uchun „quyosh koʻrish“ va „quyosh nuri“ atamalarini taklif qildi, ammo atamalar umumiy tilga kirmagan. Boshlanishi va oxiri. Astronomik nuqtai nazardan, quyosh chiqishi faqat bir lahzada sodir boʻladi: Quyoshning yuqori qismi ufqqa tegib koʻrinadigan payt. Biroq, "quyosh chiqishi" atamasi odatda ushbu nuqtadan oldin ham, keyin ham vaqtni anglatadi: Oʻlchov. Ufqqa nisbatan burchak. Soxta quyosh chiqishi deb nomlanuvchi quyosh chiqishi bosqichi aslida Quyosh ufqqa yetib borgunga "qadar" sodir boʻladi, chunki Yer atmosferasi Quyosh tasvirini sindiradi. Ufqda sinishning oʻrtacha miqdori 34 yoy daqiqani tashkil qiladi, ammo bu miqdor atmosfera sharoitlariga qarab oʻzgaradi. Bundan tashqari, boshqa quyosh oʻlchovlaridan farqli oʻlaroq, quyosh chiqishi ufqni Quyoshning markazi emas, balki "yuqori qismi" kesib oʻtganda sodir boʻladi. Quyoshning gorizontdagi koʻrinadigan radiusi 16 yoy minutiga teng. Bu ikki burchak quyosh chiqishini aniqlash uchun birlashib, Quyosh markazi ufqdan 50 yoy daqiqasi pastda yoki zenitdan 90,83° uzoqlikda boʻlganda sodir boʻladi. Kun vaqti. Quyosh chiqishi vaqti yil davomida oʻzgarib turadi va tomoshabinning kenglik va uzunlik, balandlik va vaqt mintaqasiga ham taʼsir qiladi. Bu oʻzgarishlar Yerning eksenel egilishi, Yerning kunlik aylanishi, sayyoraning Quyosh atrofida yillik elliptik orbitasi boʻyicha harakati, Yer va Oyning bir-birining atrofidagi juft aylanishlari bilan bogʻliq. Analemmadan quyosh chiqishi vaqtini taxminiy bashorat qilish uchun foydalanish mumkin. Qish va bahor oxirida, mo"tadil kengliklardan koʻrinib turganidek, quyosh chiqishi har kuni erta sodir boʻladi, yozgi kunning yaqinida eng erta vaqtga yetadi; aniq sana kenglik boʻyicha farq qilsa-da. Bu vaqtdan soʻng, quyosh chiqishi vaqti har kuni kechroq boʻlib, qishki kunning eng soʻnggi vaqtiga etadi. Quyosh toʻxtashi sanalari va eng erta yoki oxirgi quyosh chiqishi vaqti oʻrtasidagi farq Yer orbitasining eksantrikligi va uning oʻqining egilishi tufayli yuzaga keladi va sanalarni bashorat qilish uchun ishlatilishi mumkin boʻlgan analemma bilan tavsiflanadi. Atmosfera sinishidagi oʻzgarishlar quyosh chiqishi vaqtini uning koʻrinadigan holatini oʻzgartirish orqali oʻzgartirishi mumkin. Qutblar yaqinida kun vaqtining oʻzgarishi abartılıdır, chunki Quyosh ufqni juda sayoz burchak ostida kesib oʻtadi va shuning uchun sekinroq koʻtariladi. Atmosfera sinishi hisobi va oldingi chetidan oʻlchash kechaga nisbatan kunning oʻrtacha davomiyligini biroz oshiradi. Biroq, quyosh chiqishi va quyosh botishi vaqtini aniqlash uchun ishlatiladigan quyosh chiqishi tenglamasi atmosfera sinishi va quyosh diskining nolga teng boʻlmagan burchagini eʼtiborsiz qoldirib, hisoblash uchun Quyoshning jismoniy markazidan foydalanadi. Ufqdagi joylashuv. Sinishi taʼsirini va Quyoshning nolga teng boʻlmagan oʻlchamini eʼtiborsiz qoldirgan holda, quyosh chiqqanda, moʻtadil mintaqalarda u har doim shimoli-sharqiy kvadrantda mart kuni bilan tengkunlikdan sentyabrgacha va janubi-sharqiy kvadrantda sentyabrning tengkunligidan mart oyining tengkunligigacha boʻladi. TYer yuzidagi barcha tomoshabinlar uchun quyosh chiqishi taxminan mart va sentyabr kuni bilan tenglashtirilgan kunlarda sharqqa toʻgʻri keladi. Boshqa sanalarda quyosh chiqishi azimutlarining aniq hisob-kitoblari murakkab, ammo ularni analemmadan foydalanib, oqilona aniqlik bilan hisoblash mumkin. Oʻngdagi raqam Ref.dagi quyosh geometriyasi tartibi yordamida hisoblanadi. quyidagicha: 1.) Berilgan kenglik va maʼlum bir sana uchun Quyoshning ogʻishini foydalanib hisoblang formula_1 uzunlik va quyoshli peshin vaqti tartib uchun kirish sifatida; 2.) Quyosh chiqishi tenglamasidan foydalanib, quyosh chiqishi soat burchagini hisoblang; 3.) Quyosh chiqish vaqtini hisoblang, yaʼni quyoshning peshin vaqti minus quyosh chiqishi soati burchagini 15 ga boʻlingan daraja; 4.) Quyosh chiqishi vaqtida quyosh azimut burchagini olish uchun quyosh geometriyasi tartibiga kirish sifatida quyosh chiqish vaqtidan foydalaning. Yarimfera simmetriyasi. Oʻngdagi rasmdagi qiziqarli xususiyat – har kuni quyosh chiqishi va botishi sodir boʻladigan mintaqalarda yarim sharning koʻrinadigan simmetriyasi. Quyosh chiqishi tenglamasidagi yarim shar munosabati Refda keltirilgan quyosh vektorining x va y-komponentlariga qoʻllanilsa, bu simmetriya aniq boʻladi. Tashqi koʻrinish. Ranglar. Havo molekulalari va havo zarralari Yer atmosferasidan oʻtayotganda oq quyosh nurini sochadi. Bu Rayleigh tarqalish va Mie tarqalish birlashmasi bilan amalga oshiriladi. Oq quyosh nuri atmosfera orqali kuzatuvchiga oʻtayotganda, baʼzi ranglar havo molekulalari va havodagi zarralar tomonidan nurdan tarqalib, tomoshabin koʻrgan nurning oxirgi rangini oʻzgartiradi. Koʻk va yashil kabi qisqaroq toʻlqin uzunlikdagi komponentlar kuchliroq tarqalib ketganligi sababli, bu ranglar afzallik bilan nurdan chiqariladi. Quyosh chiqishi va quyosh botishida, atmosfera boʻylab yoʻl uzoqroq boʻlganda, koʻk va yashil komponentlar deyarli butunlay olib tashlanadi va oʻsha paytlarda koʻrinadigan uzunroq toʻlqin uzunligidagi toʻq sariq va qizil ranglar qoladi. Qolgan qizarib ketgan quyosh nuri bulut tomchilari va boshqa nisbatan katta zarralar tomonidan ufqni qizil va toʻq sariq rangda yoritish uchun tarqalishi mumkin. Qisqaroq toʻlqin uzunlikdagi yorugʻlikning olib tashlanishi havo molekulalari va koʻrinadigan yorugʻlik toʻlqin uzunligidan (50 dan kam) kichikroq zarrachalar tomonidan Rayleigh tarqalishi bilan bogʻliq. diametri nm). Bulut tomchilari va diametri quyosh nuri toʻlqin uzunligiga teng yoki undan kattaroq boʻlgan boshqa zarralar tomonidan tarqalishi (600 dan ortiq). nm) Mie tarqalishiga bogʻliq va toʻlqin uzunligiga kuchli bogʻliq emas. Mie tarqalishi bulutlar tomonidan tarqalgan yorugʻlik uchun, shuningdek, Quyosh atrofida oq yorugʻlikning kunduzgi halosi (oq nurning oldinga tarqalishi) uchun javobgardir. Quyosh botishi ranglari odatda quyosh chiqishiga qaraganda yorqinroq boʻladi, chunki kechqurun havo ertalabki havoga qaraganda koʻproq zarralarni oʻz ichiga oladi. Troposferada tutilgan vulqon otilishi natijasida hosil boʻlgan kul quyosh botishi va quyosh chiqishi ranglarini oʻchirishga moyil boʻlib, stratosferaga koʻtarilgan vulqon chiqishi (mayda sulfat kislota tomchilaridan iborat yupqa bulutlar kabi) quyosh botganidan keyingi yorqin ranglarni berishi mumkin. – quyosh chiqishi. Bir qator otilishlar, shu jumladan 1991-yilda Pinatubo togʻi va 1883-yilda Krakatoa otilishi, butun dunyo boʻylab ajoyib quyosh botgandan keyin (va quyosh chiqishidan oldin porlashni) hosil qilish uchun yetarlicha yuqori stratosfera sulfat kislota bulutlarini hosil qildi. Baland balandlikdagi bulutlar quyosh botgandan keyin ham stratosferaga tushayotgan kuchli qizarib ketgan quyosh nurini yer yuzasiga qadar aks ettirishga xizmat qiladi.