Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 10
Текст из файла (страница 10)
б 14. Вычисление моментов восхода, захода н кульминации светил. Сумерки а) В о с х о д и з а х о д с в е т и л. Момент пересечения светилом математического горизонта, когда оно переходит из невидимой части небесной сферы в видимую, называется восходом светила, а когда оно переходит из видимой части в невидимую— заходом. Часовой угол ! восхода и захода определяется по формуле соз !— со«(90' + р+ рс — р! — »!и ~р «!и 6 (1.5 59) где р — рефракция в горизонте, принимаемая обычно равной 35', )с — угловой радиус светила, р — его горизонтальный параллакс. По формуле (1.59) часовые углы восхода и захода вычисляются только для Луны.
В этом случае Д = 15', р = 58', р = 35' и формула (1.59) принимает внд соз! = мп 7' — мп <р «|и б со«!р со« б В случае вычисления часовых углов восхода и захода Солнца ()7 = 1б' и р = 35') суточный горизонтальный параллакс не учитывается, и формула (!.59) принимает вид сох! = — 5!и б ! — $!и !р 5!и б со«псо»6 В случае звезд и планет можно пренебречь также и их радиусами и вычислять часовой угол восхода и захода по формуле сов оз з ° — мп 35' — з!и из!п6 (1.62) Наконец, если пренебречь н рефракцией, то часовой угол восхода и захода светила вычисляется по формуле соз ! = †!я <р !д 6. (1.63) Каждое из приведенных выше уравнений дает два значения для й одно значение, лежашее в пределах от 0 до 180', — для часового угла захода 1я,, другое значение, лежащее в пределах от 180 до 360', — для часового угла восхода гв.
Вычислив (!г или гз, можно определить моменты захода или восхода светила по местному звездному времени по формулам зя = а!г + 1!г, 1 (1.64) ;=,+., ) где а!г и аз — прямые восхождения светила в моменты захода в восхода светила. Затем эти моменты звездного времени по правилу, изложенному в 4 4, можно перевести в местное среднее солнечное время, а по формулам $ 5 найти моменты восхода и захода в любой системе счета врЕмени. При вычислении моментов восхода и захода Солнца, если нет необходимости знать их в системе звездного времени, часовые углы гз или (я, увеличенные на 12", дают нам моменты этих явлений з системе местного истинного солнечного времени 1см.
формулу (1.12), Э 41, от которой легко перейти к другим системам счета времени. Если координаты светила в течение суток изменяются заметным образом (как, например, у Луны), то (!г и !в надо вычислять с тем значением склонения, которое светило имеет при своем заходе и восходе. Обычно поступают следующим образом: по формулам (1.59) и (1.64) вычисляют приближенные моменты захода и восхода светила, беря его координаты из календаря, например, для полудня или для момента верхней кульминации.
Затем находят координаты светила для этих приближенных моментов и с ними, по соответствующим формулам, вычисляют окончательные моменты захода и восхода светила. У всех светил, кроме Луны, Меркурия, а иногда и Венеры, изменением склонения в течение суток можно пренебречь. Азимут светила при восходе и заходе, с учетом рефракции, радиуса и параллакса светила, вычисляется по формуле с0$ з!и ! мп (90' -1- р + Я вЂ” р) ' (1.65) яз при этом г вычисляется по формуле (1.63), А находится в одном с ним квадранте. В Переменной части АК ВАГО в эфемеридах Солнца, Луны и планет даются моменты восхода, захода и азимуты в эти моменты для пункта с географическими координатами ч~ = +66' и Л = 0'.
Моменты даются по всемирному времени. Получение соответству- ющих величин для пункта с другими географическими координа- тами производится с помощью интерполяционных вычислений (см. объяснение к эфемеридам в переменной части АК ВАГО). б) Кульминация светил. Момент пересечения све- тилом небесного меридиана называется кульминацией светила. Различают кульминации верхнюю и нижнюю.
Верхняя кульмина- ция имеет место на верхней части небесного меридиана, УсАБУ" (см. рис. 4), при этом светило достигает максимальной высоты над горизонтом и минимального зенитного расстояния. Нижняя куль- минация совершается на нижней части небесного меридиана У)чА'с'У', при этом светило достигает минимальной высоты над горизонтом и максимального зенитного расстояния.
Верхняя кульминация может быть к северу от зенита (на дуге ЯУ) и к югу от зенита (на дуге ЛАВУ'). В момент верхней кульминации светила к ю г у от зенита имеем г ф — 6, й = 99' — ~р + 6; ) (1.66) в момент верхней кульминации к северу от зенита г = 6 — ср, 6=90'+ р — 6; в момент нижней кульминации светила г = 180' — <р — 6, 1 1 Э 6 90о (1.68) В момент верхней кульминации светила на каком-нибудь географическом меридиане местное звездное время на этом меридиане равно прямому восхождению светила, т.
е. $ = пц (1.69) в момент нижней кульминации э = а + 12". (1.70) Зная местное звездное время кульминации светила, по правилу $ 4 легко вычислить местное среднее солнечное время его кульминации, а по формулам й 6 выразить этот момент в любой системе счета времени. В переменной части АК ВАГО моменты верхних кульминаций Луны и планет даны по всемирному времени, т. е. для меридиана Гринвича. Определение моментов кульминаций этих светил, ,46 а также моментов верхних кульминаций Солнца на других географических меридианах производится путем ннтерполяцнонных вычислений (см. объяснения к эфемеридам в переменной части АК ВАГО).
з) С у м е р к и. Часть суток после захода Солнца называется вечерними сумерками, а перед его восходом — утренними сумерками. Различают сумерки гражданские и астрономические. Вечерние гражданские сумерки начинаются в момент захода Солнца и продолжаются до тех пооп, пока высота центра диска Солнца не станет равной Ая = — 7 . Утренние гражданские сумерки начинаются перед восходом Солнца, когда высота его центра Йс = — 7', и кончаются в момент восхода Солнца. Астрономические сумерки (утренние и вечерние) длятся дольше, так как за нх начало нлн конец принимается тот момент, когда высота центра Солнца Щ = — 18'.
Когда кончаются вечерние гражданские сумерки, то приходится прибегать к искусственному освешению; на небе видны лишь наиболее яркие звезды. В конце вечерних астрономических сумерек исчезают последние следы вечерней зари, наступает ночь> а на небе видны уже и более слабые звезды. Продолжнтельность сумерек т зависит от географической широты места ~р и от склонения Солнца 58 и вычисляется по формуле ЦР ( + ) со»~р со б (1.71) со» <р со» бо где высота центра Солнца Ао = — 7' для гражданских н Аш —— = — 18' для астрономических сумерек, а часовой угол 1, восхода или захода Солнца, находится по формуле (1.61).
Гражданские сумерки могут длиться от захода до восхода Солнца (вечерние сумерки сразу же переходят в утренние) севернее географической широты 59',5. Астрономические сумеркк могут длиться от захода до восхода Солнца, севернее географической широты 48',5. Для приближенного определения продолжительности гражданских и астрономических сумерек в отделе «Таблицы» даны табл. 21 и 22. $15. Физнческне коордннаты Солнца, Луны н планет Для астрофизических наблюдений поверхности Солнца, Луны и некоторых планет требуется знание величин, которые определяют ориентировку данного небесного тела по отношению к наблюдд« гелю н его вид в телескоп. Эти величины носят название физическим координат. Для определения положения деталей на диске Солнца, Луны и планет служат специальные системы координат, подобные географической.
Иногда такие системы координат по аналогии о географической системой называют ареографической (от греческого 47 имени Арес — бога войны Марса), йовиграфичгской (от латинского йоут — родительный падеж от слова Юпитер), гглгнографичгской (Селена — богиня Луны), гглиографичгской (Гелиос — бог Солнца). Счет широт в этих системах ведется, как всегда, от экватора (к северу положительные, к югу отрицательные), а счет долгот — от некоторого меридиана, принятого за начальный. Таким меридианом для Солнца считается меридиан Кэррингтона, который ! января 1854 г. в 0" всемирного времени прошел через восходящий узел солнечного экватора ').
Период полного сидерического оборота для него принят равным 25,38 средних суток. Для земного наблюдателя промежуток времени между двумя прохождениями меридиана Кэррингтона через центр видимого диска Солнца (синодический оборот) равен 27,28 средних суток. Счет долгот ведется в н а п р а в л е н и и в р а щ е н и я Солнца, т, е. к з а п а д у. Для Луны начальным меридианом считается тот, который проходит через видимый из центра Земли центр лунного диска, когда Луна находится одновременно на линии узлов и на линии апсид своей орбиты.
Хотя Луна обращена к Земле одной стороной, вследствие либрнции и параллакса положение начального меридиана может отклоняться от центрального на угол до 7'. Счет долгот на Луне ведется в о б е с т о р о н ы: к востоку — долготы положительные, к западу — отрицательные.
До 1961 г. ввсток и запад на Луне считались по земным странам света, т, е. западной половиной на лунном диске считалась правая (для невооруженного глаза). Космические полеты к Луне потребовали пересмотра этой системы. В настоящее время направление к востоку считается в сторону вращения Луны (т, е. к Морю Кризисов), к западу — в противоположную сторону (к Океану Бурь). За начальный меридиан Марса принят меридиан, проходящий через Центральный залив (8)ппз МегЫ)ап)).
Для уточнения счета долгот на диске Марса принято считать, что в 0 час. 15 января 1905 г. долгота центрального меридиана была Ев= 344',41. Юпитер имеет две условные системы счета долгот, рассчитанные на периоды вращения экваториальной зоны (1 система) и средних широт (11 система). Период врагцения 1 системы составляет 9'50 30',О, П системы — 9"55 40',8. В отличие от Солнца, долготы Марса и Юпитера отсчитываются к в о с т о к у, т.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
