Шпаргалки ао "Астрономии"

§ 14. Изменение  координат светил при суточном движении

Когда светило восходит или заходит, то его z = 90°, h = 0°, а азимуты точек восхода и захода зависят от склонения светила и широты места наблюдения. В момент верхней кульминации зенитное расстояние светила минимально, высота максимальна, а азимут А = О (если светило кульминирует к югу от зенита), или А =180° (если оно кульминирует к северу от зенита).

В момент нижней кульминации зенитное расстояние светила принимает максимальное значение, высота — минимальное, а азимут А = 180°, или А = 0° (если нижняя кульминация происходит между надиром Z' и южным полюсом мира Р'),

Следовательно, от нижней кульминации до верхней зенитное расстояние светила уменьшается, а высота увеличивается; от верхней до нижней кульминации, наоборот, зенитное расстояние увеличивается, высота уменьшается. При этом азимут светила также меняется в определенных пределах.

Таким образом, горизонтальные координаты светила (z, h и А) непрерывно изменяются вследствие суточного вращения небесной сферы, и если светило неизменно связано со сферой (т. е. его склонение б и прямое восхождение а остаются постоянными), то его горизонтальные координаты принимают свои прежние значения, когда сфера совершит один оборот.

Так как суточные параллели светил на всех широтах Земли (кроме полюсов) наклонены к горизонту, то горизонтальные координаты изменяются неравномерно даже при равномерном суточном вращении небесной сферы. Высота светила h и его зенитное расстояние г наиболее медленно меняются близ меридиана, т. е. в момент верхней или нижней кульминаций. Азимут же светила Л, наоборот, в эти моменты изменяется наиболее быстро.

Часовой угол светила t (в первой экваториальной системе координат), подобно азимуту А, непрерывно меняется. В момент верхней кульминации светила его t= 0. В момент нижней кульминации часовой угол светила t = 180° или 12^h.

Но, в отличие от азимутов, часовые углы светил (если их склонения б и прямые восхождения а остаются постоянными) изменяются равномерно, так как они отсчитываются по небесному экватору, и при равномерном вращении небесной сферы изменения часовых углов пропорциональны промежуткам времени, т. е. приращения часовых углов равны углу поворота

небесной сферы.

Равномерность изменения часовых углов имеет очень важное

значение при измерении времени.

Высота светила h или зенитное расстояние z в моменты кульминаций зависят от склонения светила б и широты места

Наблюдателяϕ

 

 

 

.

Непосредственно из чертежа (см. рис. 7) следует:

1. если склонение светила М₁ б < ϕ  то оно кульминирует к югу от зенита на зенитном расстоянии

z= ϕ — δ, (1.6) 

или на высоте

h = 90° — Ф + б; (1.7)

2. если б =ф, то светило кульминирует в зените и тогда

z=0 (1.8)

h = + 90°; (1,9)

3. если б > ф, то светило М₂ в верхней кульминации находится к северу от зенита на зенитном расстоянии

z = δ — ф, (1.10)

или на высоте

h = 90° + ф — 6: (1.11)

4. наконец, в момент нижней кульминации зенитное расстояние светила М₃

z = 180°-ф — б, (1.12)

а высота

h = б — (90° — ϕ) = _ϕ+ δ- 90°. (1.13)

Из наблюдений известно (см. § 8), что на данной широте ф каждая звезда всегда восходит (или заходит) в одной и той же точке горизонта, высота ее в меридиане также всегда одинакова. Отсюда можно заключить, что склонения звезд не меняются с течением времени (по крайней мере заметно).

Точки же восхода и захода Солнца, Луны и планет, а также их высота в меридиане в разные дни года — различны. Следовательно, склонения этих светил непрерывно меняются с течением времени.

 

§ 15. Эклиптика. Эклиптическая система координат

Измерениями зенитного расстояния или высоты Солнца в полдень (т. е. в момент его верхней кульминации) на одной и той же географической широте было установлено, что склонение Солнца в течение года изменяется в пределах от +23° 26^х до —23°26', два раза в году переходя через нуль¹). Из наблюдений за изменением вида ночного неба следует, что и прямое восхождение Солнца на протяжении года также постепенно изменяется от 0° до 360°, или от 0^h до 24^h. Действительно, в полночь в верхней кульминации находятся те звезды, прямые восхождения которых отличаются от прямого восхождения Солнца на 180° или на 12^h. Наблюдения же показывают, что с каждым днем в полночь кульминируют звезды все с большим и большим

прямым  восхождением, следовательно, и прямое восхождение Солнца с каждым днем увеличивается.

'Рассматривая  непрерывное изменение обеих  координат Солнца, нетрудно установить, что оно перемещается ср_;д_И звезд с запада к востоку по большому кругу небесной сферы, который

называется эклиптикой Плоскость эклиптики εε(рис. 11) наклонена к плоскости Небесного экватора под углом е *= 23° 26'. Диаметр ПП', перпендикулярный к плоскости эклиптику называется осью эклиптики [ пересекается с поверхностью небесной сферы в северном полю_(е эклиптики Я (лежащем в северном полушарии) и в южном полюсе эклиптики П' (в южном полушарии).

Эклиптика пересекаемся с не-

Рис. 11. Эклиптическая система ко- бесным экватором В Двух ТОЧ- ординат. _ках; в точке весеннего Равноден

ствия и в точке осен1_1его равноденствия—. В точке весеннего равноденствия Т Солнце пересекает небесный экватор, переходя из южного полущ_Эр_Ия небесной сферы в северное. В точке осеннего равноденствия — Солнце переходит из северного полушария в южное.

Точки эклиптики отстоящие от равноденственных н; 90°._иа-

зываются точкой летнего солнцестояния (в северном полушарии) и точкой зимнегд„щлщшщния (в южном полу_шарии). Большой полукруг небесной сферы ПМП', проходящий через полюсы эклиптики и через светило^ М, называется кругом

широты светила.

Эклптика и тпчкя весеннего равноденствия лежат _в основе эклиптической системы небесных координат. О_цной координатой* в этой системе является эклиптическая ui_Up_OTa β светила М, которой называется дуга тМ круга широты (_См. рис. 11) от эклиптики до светила, или центральный угод тОМ между плоскостью эклиптики и направлением на све_Гило М.

Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу эклиптики (П) и от 0° до --90° к ее

южному  полюсу (П').

Светила, находящиеся на одном малом круге, плоскость которого параллельна плоскости эклиптики, имеют одинаковые

эклиптические широты.

Эклиптическая широта определяет положение све_ТИла на круге широты. Положение же самого круга широты на небесной сфере определяется другой координатой — эклиптической дол^ *'Отой λ.: Эклиптической долготой λ, светила М называется дуга Тm эклиптики от точки весеннего равноденствия Т до круга широты, проходящего через светило, или центральный угол Т От (в плоскости эклиптики) между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты, проходящего через светило. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого гадичвдго диизкаттия Солнца по эклиптике,

Т.е. с запада к востоку в пределах от 0° до 360°, Светила, находящиеся на одном круге широты, имеют одинаковые эклиптические долготы. |

Эклиптическая система координат применяется  преимущественно в теоретической астрономии при определении орбит небесных тел.