Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 37
Текст из файла (страница 37)
Эта дуга Р,М = р = = 90' — 6. Значение р легко измерить по дуге круга склонения, а продлив ее до небесного экватора (экватор сетки теД»), можно если это требуется, измерить по экватору часовой угол г' = Овлг. Полученный на кальке треугольник Р»П,М является п а р а ллактичееким. Можно построить параллактический треугольник, исходя из заданных значений гр места наблюдения и г и 6 светила. Порядок построения будет обратным только что разъясненному и аиалоРа- гичен построению, проведенному в (л ж д задаче 8. 10. Определение эллиптических коордимагп светила ло еео екеато- 4' риальпам «оординатам.
Аналитиче- ски переход от а н 6 к Х и р осуЕг к ществляется через сферический треугольник, верпгкнами которого служат полюо мира, полюс эклиптики и данное светило, а из трех углов два имеют значение соответственно ч( 90' — Х (прн полюсе эклиптики) и г 909 + а (нри полюсе мира) (см.
Рис. 19. Исволваоваииа стараогра- й 8, ГЛ. !). яи 9 т»квасков ватки лли Рагваиив вала- О)пределение приближенных зна ченнй Х и () по стереографической сетке не требует построения сферического треугольника. Примем основной меридиан сетки за круги склонения а прямым восхождением з = 90' и 9» = 270', плоскость этих кругов перпендикулярна к линии пересечения плоскости небесного экватора в плоскостью эклиптики (линия узлов небесного экватора).
На этой линии узлов лежат точки весеннего ( р') и осеннего ( ) равноденствий, которые в этом случае проектируются в центр стереографической сетки. Примем, что точка весеннего равноденствия ') лежит анад центром» сетки; тогда ечет прямых восхождений г» по небесному экватору и счет эклиптичееких долгот к по эклиптике следует вести от центра сетки вправо (до 90'), далее «за сетку» влево (от 90' до 270') н затем от левой полуокружности основного меридиана (270') вправо до центра сетки (360'). Рассматривая стереографическую сетку как экваториальную еистему координат, нанесем на кальку точку М е координатами и и 6 (рне.
71). Для этого совместим экватор кальки ггЯ» е эквагором сетки (),~, (полюсы кальки П, и П, совпадут с полюсами сетки Рт и Рв) и от центра сетки (точка Т) отложим по ее экватору ~Ы» изображающему небесный экватор, отрезок, равный заданному прямому восхождению а, выраженному в градусах.
гПомня правило счета а и Х иа сетке, приходим к выводу, что при ззо бг Ет Рис. 77. Исполаеоианне стереогре» Эической сетки для реп!ения еадеч Ш и 7!. Рис. 7!. Испольеоиаиие стереогра Фическои сетки для ре!пения задач !о и !!. координат. В этом случае экватор сетки 1Ще изобразит эклиптику, полюсы Рд и Р, — полюсы эклиптики, а меридианы сетки— круги широты (рис.
72). Полюсами мира теперь будут полюсы кальки 17! и 77„а небесным экватором — экватор кальки Я!!те. По кругу широты, проходящему через точку М (светило), определяем ее эклиптическую широту 6, а по расстоянию Х' основания п7 этого круга широты от центра сетки (точки Т) — эклиптическую долготу )т, причем Х' связано о А теми же соотношениями, что и сс' с а (см. выше). 11. Определение экваториальных координат светила по еео едлиптическим координатам. Определение экваториальных координат а и В светила по его эклиптическим координатам Х и 5 представляет собой задачу, обратную предыдущей (см.
задачу 1О). Калька накладывается на сетку так, чтобы полюс сетки Р, отстоял от точки Я! экватора кальки на 66,5, что соответствует удалению Р, от П! на 23;5. Рассматривая экватор сетки (Ще как эклиптику, а меридианы сетки как круги широты, наносим на кальку точку М с заданными координатами Х и 1), помня при 191 сс ~ 90' следует отложить от точки Т вправо по экватору отрезок а' = а; при 90' < а ~ 180' от точки !" вправо откладывается отрезок а' = 180' — !х; при 180' < а ~ 270' отрезок а' откладывается от центра сетки влево, и его величина а' = а — 180'; наконец, при значениях 270' < а < 360' влево от центра сетки откладывается отрезок ср' = 360' — сс.
Далее, по меридиану сетки (кругу склонения), проходящему через конец и отложенного отрезка, отсчитываем заданное значение В и отмечаем иа этом круге склонения точку М, которая изобразит светило в координатами сс и В. После этого повернем кальку по часовой стрелке на угол е = ~ 23',5 и будем рассматривать сетку как эклиптическую систему этом, что Х откладывается по тому же правилу, что и а в экваториальной системе координат (см. задачу 10), а (г — в зависимости от ее знака (рис. 72).
Поворотом кальки против часовой стрелки на 23',5 совмещаем экватор кальки с экватором сетки (полюсы П, и П, кальки с полюсами Р, и Р, сетки) и, принимая сетку за экваториальную систему координат, отсчитываем от небесного экватора ЯЯя склонение 6, а от точки весеннего равноденствия 1' (центр сетки)— прямое восхождение а точки М. Значение а лежит в том же квадранте (четверти круга), что и Х (см. задачу !0). !2.
Определение галактических координат светила по его экваториальным координатам. Перевод экваториальных координатаа н 6 светила в галактические координаты! и Ь производится аналитически с помощью сферического треугольника, вершинамн которого являются полюс мира, галактический полюс и данное светило (см.
э" 8, гл. 1). Стереографнческая сетка позволяет осуществить перевод сс и 6 в! и Ь (и обратно) без построения самого треугольника и вычисления его сторон. При переходе от одной системы координат к другой следует помнить о существенном отличии в отсчете прямого восхождения а н галактической долготы ! (см. $ 3. гл.
1). Примем стереографическую сетку за экваториальную систему координат (см. задачу 10) с той лишь разницей, что центр сетки будет изображать не точку весеннего равноденствия Т, а восходящий узел $~ галактического экватора с а, = 282' и 6, = 0' (см. $ 8, гл. 1). В этом случае основной меридиан стереографической Р сетки изобразит круги склонения с а = 12' (правая дуга основного меридиана) и сс = 192' (левая дуга д основного меридиана), на которых лежат галактические полюсы. Точка весеннего равноденствия Убудет леа г ег жать уже не в центре сетки, а на ее Я. экваторе, на расстоянии 78' вправо от центра (1),). Наложим кальку на стереографи- ческую сетку так, чтобы полюсы ! кальки П, и П, отстояли от точек О1 и Яя экватора сетки иа 27',5.
Рис. 13, исиольвоввиие стеРеогРв. Точки тогда П и П буду,1, соответ ° Рической сетки для Региеквя вв- 1 в двчи пь ственно северным и южным галак- тическими полюсами, а экватор кальки ЯЯй изобразит галактический экватор, наклоненный к небесному экватору под углом 52',5 (рис. 73). Помня, чтоэкватор (Щ, стереографической сетки изображает в данном случае небесный экватор, а полюсы Р, и Р, сетки — полюсы мира, нанесем на кальку точку М (светило) по ее заданным экваториальным ко.
ординатам а и Ь. Прямое восхождение а следует откладывать йэс бавд не от центра сетки, а от точки )', отстоящей от центра вправо на 78', причем если а < 12', то его нужно откладывать вправо от точки Т; если 12' < а к 192', то первые 12' откладываются вправо от"('(до точки Яе экватора), а оставшаяся разность а' = сев — 12' — по экватору влево от точки Щ если же а) 192', то по экватору откладывается аргумент а' = 360' — а, но уже влево от Т.
Склонение 6 откладывается так же, как и в задаче 10. Нанеся точку М с экваториальными координатами а и 6, поворачиваем кальку по часовой стрелке на угол 62',6, т. е. до совмещения полюсов кальки П, и П» в полюсами сетки Р» и Р„ а экватора кальки ЯаЯ» с экватором сетки 1Щ» (рис. 74). Теперь ' р 1а) следует рассматривать стереографическую сетку как систему галактических координат, в которой круги галактической широты изо- е бразятся меридианами сетки. «рв грг По кругу галактической ши- Ф роты, проходящему через светило М, отсчитывается от галактического экватора ЯЯ» галактическая широта Ь светила, а от восходЯщего Узла есЬ галаутичеСкого ЭкватОра (цЕНтра СЕтКи) дО р . ьь исиольаоваиие стсреотрафиоснования и круга широты светила отсчитывается аргумент 1., заменяющий галактическую долготу.
При определении самой долготы необходимо помнить, что светило М, в зависимости от его а, может мыслиться как «перед», так и «за» сеткой, а по аргументу 1., отсчитываемому от узла!1„отыскивается галактическая долгота 1' в старой системе галактических координат. Поэтому если 0' ~ ср ~ 12' или 282' < сс ~ 360, то 1. отсчитывается по экватору сетки вправо от ее центра (11) и тогда 1'= Ь; при 12» < а < 102' аргумент 1.
отсчитывается тоже вправо от центра сетки, но 1' = !80' — 1.; при 102е < а ~ 192' 'аргумент 1. отсчитывается влево от центра сетки и 1' = 180е + 1.; наконец,, при 192' < а < 282« аргумент 1. отсчитывается тоже влево от центра сетки, но 1' = 360' — 1.. После определения 1' находят 1, причем во всех перечисленных случаях 1 = Р + ЗЗ',0 (см. 9 8, гл. 1). 13. Определение вкваториальнык координат светила по его галактическим координатам. Преобразование галактических координат светила 1 и Ь в экваториальные координаты а и 6 производится в последовательности, обратной той, которая рассмотрена в задаче 12. Сначала вычисляют 1' = 1 — ЗЗ',О. Затем накладывают кальку на стереографическую сетку (см. риа. 74), совмещая их полюсы и экваторы, и на нее наносят точку М о координатами 1' и Ь, учитывая замечания о связи 1' е аргументом 1, 7 Астроиоииеесии« квлеииарь !93 (см. задачу 12). Это означает, что при 0' < Г ~ 90' по экватору сетки вправо от ее центра (1~) откладывается аргумент Е = !'; при 90' < Р ~ 180' вправо от центра сетки по ее экватору откладывается аргумент Е = 180' — !'; при 180' < Г ~ 270' аргумент Е = !' — 180' откладывается по экватору сетки влево от ее центра; наконец, при 270' < !' < 360' влево от центра сетки откладывается аргумент Е = 360' — Р.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
