Системы небесных координат

Небесные координаты

Системы небесных координат.

Экваториальные системы небесных координат. В астрономии используют две системы экваториальных координат. Основной плоскостью в них является плоскость небесного экватора. Однако в первой основной точкой есть верхняя точка небесного экватора Q (точка пересечения небесного экватора с небесным меридианом), расположенная над точкой полдня. Здесь измеряют такие две координаты: часовой угол t светила и склонение 6 светила.

Часовой угол t светила измеряется от наивысшей точки небесной сферы и экватора Q вдоль небесного экватора в направлении мероприятия к кругу склонения светила. Определяет он в градусах от 0 до 360°, но чаще всего с помощью часовой меры - под 0'' до 24'1. Переход от одних единиц .к другим осуществляют за таким рассуждением: за сутки, то есть за 24 год, Земля, а потому небесная сфера и линии небесной сферы, осуществляет оборот на 360°. Следовательно, за И год она возвращается на угол 360°::24 = 15°. Отсюда 1"=15°, 1""= 15 '1"= 15", 1° = 4.

Склонение 6 светила измеряют дугой от небесного экватора вдоль круга склонений к светилу. Вычисляют в градусах от 0 до 90° в сторону Северного полюса мира и от 0 к - 90° в южном полушарии.

Во второй системе экваториальных координат используют прямое поднесение светила (за старой терминологией - прямое восхождение) но и склонение 6. Прямое поднесение а светила измеряют дугой от точки весеннего равноденствия Т вдоль небесного экватора навстречу видимому вращению небесной сферы к кругу склонения светила. Вычисляют а с помощью часовой меры: от (В' до 24\ Вторая координата бы - такая же, как и в первой экваториальной системе.

Эклиптическая система небесных координат. Для удобства во время определения положений па небе Солнца, Луны и планет, которые двигаются практически вдоль эклиптики, еще давние астрономы ввели эклиптическую систему координат. Основной плоскостью в ней является плоскость эклиптики. Перпендикуляр к этой плоскости, проведенный через центр небесной сферы, пересекает небесную сферу в полюсах эклиптики. Большой круг, который проходит через полюса эклиптики и светило, называется кругом широты. Следовательно, в этой системе измеряют эклиптическую долготу и эклиптическую широту.

Эклиптическую долготу X светила измеряют (в градусах) от точки весеннего равноденствия Т вдоль эклиптики, навстречу суточному вращению небесной сферы, к кругу широты светила. Эклиптическую широту р определяют вдоль круга широты от эклиптики к светилу, измеряют также в градусах от 0 до 90°, в направлении к северному полюсу. эклиптика, что в созвездии Дракона, и от 0 к - 90° к южному полюсу эклиптики.

Кульминации светил. Кульминацией называется явление прохождения светила через небесный меридиан, В верхней кульминации светило пересекает ту часть небесного меридиана, где есть зенит, в нижней - нижнюю часть небесного меридиана, где есть надир.

Вторая причина - процессия (опережение равноденствий) : координаты но и бы светил хотя и медленно, но непрерывно изменяются, поскольку точка весеннего (и соответственно осеннего) равноденствия Т смещается по эклиптике навстречу видимому годовому двигательные Солнца из углового скоростью 50,26" за год или 1° за каждые 72 года.

Явление процессии обнаружил греческий астроном Гиппарх за 150 лет до н. е. О чем же идет речь? Об очень медленном передвижении мнимой точки пересечения двух мнимых кругов. Незначительный экскурс в историю даст возможность глубже понять важность хранения результатов астрономических наблюдений на протяжении веков. Случилось так, что за 169 лет до Гиппарха два греческих астронома Аристил и Тимохарис наблюдали полное лунное затмение в ночь весеннего равноденствия.

О том, что было равноденствие, они знали, поскольку от вечера до утра из сосуда через маленькое отверстие в его дне вытекло столько воды, сколько и от утра до вечера, и если центр диска Солнца тогда проектировался па точку весеннего равноденствия, то центр диска Луны в момент его самого глубокого вхождения в тень Земли - на точку осеннего равноденствия. Эти астрономы придумали измерять и записывать и записать угловое расстояние центра диска Луны в этот момент от зари Спика (аДивы). Такое же затемнение и в такую же ночь наблюдал Гиппарх.

Проведя аналогичные измерения, он обнаружил, что за 169 лет Спика приблизилась к точке осеннего равноденствия на 2°, что давало среднее смещение точки - 43" за год. Измерения обычно были неточными, но явление обнаружено! Объяснил его Ньютон. Поскольку Земля не является пулей, а "дешо сплющена около полюсов", то можно образно сказать, что к пуле "прибавлена в виде кольца некоторая масса", и этот перспективный слой Луна и Солнце притягивают как будто отдельно под основной массы Земли.

Благодаря этому появляется сила, которая будто пытается поставить ось суточного вращения Земли перпендикулярно к эклиптике. Земля "опирается" этому, потому ее ось описывает в пространстве конус. Подобное этому явление можем увидеть, если раскрученный волчок начинает уменьшать угловую скорость обращения. Центр ее массы есть на некоторой высоте над точкой опоры. Сила тяготения пытается положить ось вращения волчка горизонтально. Поэтому и возникает прецессионное движение - ось вращения волчка описывает конус.

Вследствие процесса сетка экваториальных координат на небесной сфере медленно смещается. В частности, Северный полюс мира примерно за 26 000 лет описывает на небе круг с угловым радиусом 23,5°. Около 5000 лет тому назад Полярной зарей была заря "Дракона, а через 12000 лет этот полюс будет неподалеку от зари Беги (а Лиры). Все это важно знать вот почему. Около 2000 лет тому назад астрономы разделили эклиптику на 12 одинаковых частиц - по 30° и каждую дугу обозначили знаком соответствующего созвездия, через которое тогда проходило Солнце (это так называемые зодиакальные созвездия.

Однако за эти две тысячи лет вследствие процессии точка весеннего равноденствия сместилась па 28° и перешла из созвездия Овна в созвездие Рыбы.