Большая Советская Энциклопедия.

Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Небесные координаты

Небесные координаты (далее Н) числа, с помощью которых определяют положение светил и вспомогательных точек на небесной сфере. В астрономии употребляют различные системы Н Каждая из них по существу представляет собой систему полярных координат на сфере с соответствующим образом выбранным полюсом. Систему Н задают большим кругом небесной сферы (или его полюсом, отстоящим на 90° от любой точки этого круга) с указанием на нем начальной точки отсчета одной из координат. В зависимости от выбора этого круга системы Н называлась горизонтальной, экваториальной, эклиптической и галактической. Н употреблялись уже в глубокой древности. Описание некоторых систем содержится в трудах древнегреческого геометра Евклида (около 300 до н. э.). Опубликованный в "Альмагесте" Птолемея звездный каталог Гиппарха содержит положения 1022 звезд в эклиптической системе Н

  В горизонтальной системе основным кругом служит математический, или истинный, горизонт NESW (рис. 1), полюсом — зенит Z места наблюдения. Для определения положения светила s проводят через него и Z большой круг, называется кругом высоты, или вертикалом, данного светила. Дуга Zs вертикала от зенита до светила называется его зенитным расстоянием z и является первой координатой; z может иметь любое значение от 0° (для зенита Z) до 180° (для надира Z"). Вместо z пользуются также высотой светила h, равной дуге круга высоты от горизонта до светила. Высота отсчитывается в обе стороны от горизонта от 0° до 90° и считается положительной, если светило находится над горизонтом, и отрицательной — если светило под горизонтом. При таком условии всегда справедливо соотношение z + h = 90°. Вторая координата — азимут А — есть дуга горизонта, отсчитываемая от точки севера по направлению к востоку до вертикала данного светила (в астрометрии азимут часто отсчитывают от точки юга к западу). Эта дуга NESM измеряет сферический угол при Z между небесным меридианом и вертикалом светила, равный двугранному углу между их плоскостями. Азимут может иметь любое значение от 0° до 360°. Существенной особенностью горизонтальной системы является ее зависимость от места наблюдения, т.к. зенит и математический горизонт определяются направлением отвесной линии, различным в разных точках земной поверхности. Вследствие этого координаты даже весьма удаленного светила, наблюдаемого одновременно из разных мест земной поверхности, различны. В процессе движения по суточной параллели каждое светило дважды пересекает меридиан; прохождения его через меридиан называются кульминациями. В верхней кульминации z бывает наименьшим, в нижней — наибольшим. В этих пределах z изменяется в течение суток. Для светил, имеющих верхнюю кульминацию к югу от Z, азимут А в течение суток меняется от 0° до 360°. У светил же, кульминирующих между полюсом мира Р и Z, азимут изменяется в некоторых пределах, определяемых широтой места наблюдения и угловым расстоянием светила от полюса мира.

  В первой экваториальной системе основным кругом служит небесный экватор Q ¡ Q` (рис. 2), полюсом — полюс мира Р, видимый из данного места. Для определения положения светила s проводят через него и Р большой круг, называемый часовым кругом, или кругом склонений. Дуга этого круга от экватора до светила есть первая координата — склонение светила d. Склонение отсчитывается от экватора в обе стороны от 0° до 90°, причем для светил Южном полушария d принимается отрицательным. Иногда вместо склонения берется полярное расстояние р, равное дуге Рs круга склонений от Северного полюса до светила, которая может иметь любое значение от 0° до 180°, так что всегда справедливо соотношение: р + d = 90°. Вторая координата — часовой угол t — есть дуга экватора QM, отсчитываемая от расположенной над горизонтом точки Q пересечения его с небесным меридианом в направлении вращения небесной сферы до часового круга данного светила. Эта дуга соответствует сферическому углу при Р между направленной к точке юга дугой меридиана и часовым кругом светила. Часовой угол неподвижного светила изменяется в течение суток от 0° до 360°, тогда как склонение остается постоянным. Так как изменение часового угла пропорционально времени, то он служит мерой времени (см. Время), откуда и происходит его название. Часовой угол почти всегда выражают в часах, минутах и секундах времени так, что 24ч соответствуют 360°, 1ч соответствует 15° и т.д. Обе описанные системы — горизонтальная и первая экваториальная — называемые местными, так как координаты в них зависят от места наблюдения.

  Вторая экваториальная система отличается от вышеописанной лишь второй координатой. Вместо часового угла в ней употребляется прямое восхождение светила aдуга ¡ М небесного экватора, отсчитываемая от точки весеннего равноденствия ¡ в направлении, обратном вращению небесной сферы, до круга склонений данного светила (рис. 2). Она измеряет сферический угол при Р между кругами склонений, проходящими через точку ¡ и данное светило. Обычно ее выражается в часах, минутах и секундах времени и может иметь любое значение от 0ч до 24ч. Так как точка ¡ участвует во вращении небесной сферы, то обе координаты достаточно удаленного и неподвижного светила в этой системе не зависят от места наблюдения.

  В эклиптической системе основным кругом служит эклиптика Е ¡ E" (рис. 3), полюсом — полюс эклиптики П. Для определения положения светила s проводят через него и точку П большой круг, называемый кругом широты данного светила. Его дуга от эклиптики до светила называется эклиптической, небесной или астрономической, широтой b, является первой координатой. Отсчитывается b от эклиптики в направлении к ее Северному и Южному полюсам; в последнем случае ее считают отрицательной. Вторая координата — эклиптическая, небесная или астрономическая, долгота l — дуга ¡ М эклиптики от точки ¡ до круга широты данного светила, отсчитываемая в направлении годичного движения Солнца. Она может иметь любое значение от 0° до 360°. Координаты b и l точек, связанных с небесной сферой, не меняются в течение суток и не зависят от места наблюдений.

  В галактической системе основным кругом служит галактический экватор BDB" (рис. 4), т. е. большой круг небесной сферы, параллельный плоскости симметрии видимого с Земли Млечного Пути, полюсом — полюс Г этого круга. Положение галактического экватора на небесной сфере может быть определено лишь приближенно. Обычно оно задается экваториальными координатами его Северного полюса, принимаемыми a = 12ч 49м и d = +27,4° (для эпохи 1950,0). Для определения положения светила (проводят через него и точку Г большой круг, называемый кругом галактической широты. Дуга этого круга от галактического экватора до светила, называемого галактической широтой b, является первой координатой. Галактическая широта может иметь любое значение от +90° до —90°; при этом знак минус соответствует галактическим широтам светил того полушария, в котором находится Южный полюс мира. Вторая координата — галактическая долгота l — есть дуга DM галактического экватора, отсчитываемая от точки D пересечения его небесным экватором до круга галактической широты светила; галактическая долгота l отсчитывается в направлении возрастающих прямых восхождений и может иметь любое значение от 0° до 360°. Прямое восхождение точки D равно 18ч 49м. Из наблюдений с помощью соответствующих инструментов определяют координаты первых трех систем. Эклиптические и галактические координаты получаются путем вычислений из экваториальных.

  Для сравнения Н светил, наблюдаемых в разных точках Земли или в разное время года — из разных точек орбиты Земли, эти координаты, учитывая параллакс, приводят или к центру Земли, или к центру Солнца. Вследствие прецессии и нутации медленно изменяется ориентация в пространстве плоскостей небесного экватора и эклиптики, определяющих основные круги в ряде систем Н, перемещаются начальные точки отсчета координат. В результате этого значения Н также медленно изменяются. Поэтому для определения точного места светил на небесной сфере указывают момент времени ("эпоху"), для которого определено положение небесного экватора и эклиптики. На положение светил в выбранной системе Н оказывают влияние аберрация света, являющаяся следствием движения Земли по орбите (годичная аберрация), и движения наблюдателя из-за вращения Земли (суточная аберрация), а также рефракция света в атмосфере. Н светил изменяются также и вследствие их собственных движений.

  Наблюдения изменений Н привели к величайшим открытиям в астрономии, которые имеют огромное значение для познания Вселенной. К ним относятся явления прецессии, нутации, аберрации, параллакса, собственных движений звезд и др. Н позволяют решать задачу измерения времени, определять географические координаты различных мест земной поверхности. Широкое применение находят Н при составлении различных звездных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел — как естественных, так и искусственных — в небесной механике и астродинамике и при изучении пространственного распределения звезд в проблемах звездной астрономии.

  Лит.: Блажко С. Н., Курс сферической астрономии, М. — Л., 1948; Казаков С. А., Курс сферической астрономии, 2 изд.. М. — Л., 1940.

  В. П. Щеглов.



Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 19.08.2017 04:46:55


19:49 PornHub предложил Навальному выкупить видео его жены
03:52 Прекращено вещание телеканала Life
03:27 Трампа предложили отправить к психиатру
02:31 Курс Bitcoin Cash за сутки вырос на 60 процентов
01:56 Der Spiegel «надел» на Трампа ку-клукс-клановский колпак
01:35 Объявлена дата выхода новой операционной системы Android