Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Между геодезическим азимутом А' и астрономическим А существует простое соотношение А' = А ~ 180', (1.7) Знак «плюс» берегся для А (180', илн для отрнцательных (восточных) А, минус — для А > 180', нлн положительных (западных) А. б) Первая зкваторнальная снотема. Угловое расстояние по часовому кругу Со (см. рис. 4) от небесного экватора до светила, нли центральный угол СОо, называется склонением светила, Склонения обозначаются буквой 6 и отсчитываются от Ода +90' к северному полюсу мира (светило находится в северном полушарии) и от 0 до — 90' к южному полюсу (светило находится в южном полушарии).
Угловое расстояние по часовому кругу Ро, от северного полюса мира до светила, нли центральный угол РОо, называется полярным расстоянием светила. Полярные пьасстояния обозначаются буквой р н отсчитываются от 0 до 180 к южному полюсу 15 мира.
Светила, находящиеся в северном полушарии, имеют р < 90, а в южном полушарии р > 90'. Между полярным расстоянием и склонением одного и того жс светила всегда справедливо соотношение р + б = 90'. (1.8) Г!оложеиие светила на часовом круге может быть задано полярным расстоянием либо склонением. Светила, находящиеся на одной суточной параллели, имеют одинаковое склонение и одинаковое полярное расстояние. Угловое расстояние по небесному энватору АС от верхней точки экватора до часового круга, проходящего через светило, или центральный угол АОС, называется часовыл~ углом светила. Часовые углы обозначаются бунвой 1 и отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы от 0 до 360' (в градусной мере) или от 0 до 24" (в часовой мере), Иногда часовые углы отсчитываются от 0 до +160' (от 0 до 12") и западу (западные часовые углы) и от 0 до — 180' (от 0 до — !2") и востеку (восточные часовые углы).
Светила, находящиеся на одном часовом круге, имеют одинаковый часовой угол. в) В т о р а я э и в а т о р н а л ь н а я с и с т е м а. Угловое расстояние по небесному экватору ! С (см. рис. 4) от точки весеннего равноденствия до часового круга, проходящего через светило, или центральный угол 'т ОС, называется прямым восхождением светила. Прямые восхождения обозначаются буквой а или А и отсчитываются в сторону, п р о т и в о п о л о ж н у ю суточному вращению небесной сферы от 0 до 360' (в градусной мере) или от 0 до 24" (в часовой мере). Светила, находящиеся на одном часовом круге, имеют одинаковое прямое восхождение. Прямое восхождение и склонение, или прямое восхождение и полярное расстояние, образуют вторую экваториальную систему небесных координат.
г) Эклиптическая система. Угловое расстояние по кругу широты Со (рис. 6) от эклиптики до светила, или центральный угол СОо, называется астрономической широтой светила. Астрономические широты обозначаются буквой р и отсчитываются от 0 до +90' к северному полюсу и от 0 до — 90' и южному полюсу эклиптики. Светила, находящиеся на одном малом круге, параллельном эклиптике, имеют одинаковые астрономические широты.
Угловое расстояние по эклиптике тСотточии весеннего равноденствия до круга широты, проходящего через светило, или центральный угол г ОС в плоскости эклиптики, называется астрономической долготой светила, Астрономические долготы обозна- $6 чаются буквой Х и отсчитываются в сторону видимого годичного движения Солнца по эклиптике от 0 до 360'. Светила, накодяи)неся на одном круге широты, имеют одинаковыг астрономические долготы. д) Галактическая система. Угловое расстояние по кругу галактической широты Са (рис. 6) от галактического экватора до светила называется галактической широтой светила.
Галактические широты обозначаются буквой Ь и отсчитываются от 0 до +90' к северному галактическому полюсу и от 0 до — 90' к южному галактическому полюсу. Угловое расстояние по галактическому экватору !ЬС от восходящего узла галактического экватора на небесном экваторе до круга галактической широты, проходящего через светило, называется галактической долготой светила. Галактические долготы обозначаются буквой ! и отсчитываются от 0 до 360' в сторону, и р о т и в о и о л о ж н у ю движению часовой стрелки, если смотреть на плоскость галактического экватора со стороны его северного полюса. С )97! г. принята новая система галактических координат, в которой долгота ! отсчитывается не от восходящего узла 3Ь, а от точки галактического экватора, соответствующей направлен>по на центр Галактики.
Эта точка отстоит на (э —— 33',0 к западу от восходящего узла. Следовательно, галактическая долгота ! в новой системе и долгота р в старой системе связаны простым соотношением: ! - Г + ), = Г + 33',О. Если при этом окажется ! > 360', то из полученного значения ! следует вычесть 360'. ф 4. Единицы меры времени Промежуток времени, в течение которого Земля делает один полный оборот вокруг своей оси относительно какой-нибудь точки на небе, называется суп>кали. Сутки являются основной единицей меры времени. Сутки делятся на 24 часа, час (") — на 60 минут, минута ('") — на 60 секунд, секунда (') — на десятые, сотые и т.
д. доли. Продолжительность суток зависит от того, относительно какой точки определяется период вращения Земли. В астрономии за точки, определяющие продолжителыюсть суток, принимаются: !) точка весеннего равноденс>пвия, 2) Солнце (чистинное Солнце»), 3) среднее экваториальное солнце. а) Звездные сутки; звездное время, Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденсг- гг в и я на 'одном и том же земном (географическом) меридиаяе называется звездными сутками.
За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент в е р х н е й кульминации точки весеннего равноденствия. Время, протекшее от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до любого другого ее положения, выраженное в долях звездных суток (в звездных часах, минутах, секундах и т. д.), называется звездным временем. Звездное время э на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу точки весеннего равноденствия >'1, выраженному в часовой мере, т. е. э= (т. (1.9) Звездное время равно также сумме часового угла 1 любого светила и прямого восхождения а этого же светила, т.
е, э=(+а. (1.10) В момент верхней кульминации светила 1 = 0 и звездное время э = а. (1.11) б) Истинные солнечные сутки; истинное с о л н е ч н о е в р е м я. Промежуток времени между двумя последовательными. одноименными кульминациями центра видимого диска Солнца на одном и том же земном (географическом) меридиане называется истинными солнечными сутками. За начало истинных солнечных суток на данном меридиане принимаетсп момент нижней кульминации истинного Солнца (нстинная полночь).
Время, протекшее от момента нижней кульминации истинного Солнца до любого другого его положения, выраженное в'долях истинных солнечных суток (т. е. в истинных солнечных часах, минутах, секундах и т. д.), называется исп>инным солнечным временем. Истинное солнечное время тв на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу истинного солнца >я, выраженному в часовой мере, плюс 12", т. е. то=го+12". (1.12) Вследствие того, что истинное Солнце движется не по экватору, а по эклиптике и с переменной скоростью, истинное солнечное время неравномерно, а продолжительность истинных солнечных суток не является постоянной величиной в течение года: зимой она больше„чем летом.
в) Средние солнечные сутки; среднее с о л н е ч н о е в р е м я. Воображаемая точка, равномерно движущаяся по небесному экватору так, что в каждый момент Т ее прямое восхождение А равно средней долготе истиниого Солнца >'., называется средним экваториальным солнцем. 1З .Промежуток, времени. между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего экваториального солнца на одном и том же меридиане называется средними солнечныльи сутками. За начало оредних солнечных суток на данном меридиане принимается момент нижней кульминации среднего экваториального солнца (средняя полночь).
Время, протекшее от момента нижней кульминации среднего экваториального солнца до любого другого его положения, выраженное в долях средних солнечных суток (в средних солнечных часах, минутах, секундах ит. д.), называется средним солнечным временем. Среднее солнечное время и на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу среднего экваториального солнца г,р, выраженному в часовой леере, плюс 12", т. е. т = (ср + 12 ° (1 Аз) Средняя долгота истинного Солнца, а следовательно, и прямое восхождение среднего экваториального Солнца, для любого момента Т вычисляются по формуле Ь = А = Ео + и (Т вЂ” Т ), где Е, — средняя долгота для момента Т„а и — среднее увели- чение долготы Солнца.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
