Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Кроме того, влияние суточного параллакса на азимут светила очень незначительно и на практике им пренебрегают. Экваториальные топоцентрические координаты светила 1', сс' и б' определяются из его геоцентрических экваториальных координат й и и Ь по формулам 1 — 1 = Я вЂ” м = Ро — созф з1п15есб, Р (1.42) б — б' = р, —" (з1п ф' соз б — соз ф' з1п б соз 1). и При этом 1' + а' = 1 -1- а = з, где з — местное звездное время. 2а Зо суточный параллакс есть угол р', под которым со светила был бы виден радиус Земли в месте наблюдения. Для светила, находящегося в зените места наблюдения, суточный параллакс равен нулю.
Если светило находится иа горизонте, то суточный параллакс его принимает свое максимальное значение и называется в этом случае горизонтальным нараллаксом р. Суточный параллакс р' и горизонтальный параллака р связаны между собой простым соотношением ,О' = р 5! П г, Для большинства тел Солнечной системы горизонтальный экваториальный параллакс меньше 30" (для Солнца, например, р0 = = 8",794) н только для Луны он может достигать 62'. Поэтому любителю на практике пользоваться формулами (1.41) и (1.42], т.
е. делать различие между топоцентрическнми и геоцентрическнмн координатами, придется только в случае Луны, При этом надо иметь в виду, что горизонтальный параллакс Луны в переменной части АК ВАГО не дается, но его легко получить, умножая видимый угловой радиус Луны г на 3,67 (г приводится в последней колонке лунных эфемерид). Знание горизонтального экваториального параллакса светила позволяет легко определить расстояние от центра Земли до светила.
Действительно, если на рис. 13 СО есть экваториальный радиус Земли а, С(. есть расстояние от центра Земли до светила, равное А, а угол ОьС есть горизонтальный экваториальный параллакс светила рм то из прямоугольного треугольника СО1. имеем Ь= — „, (1.43) Так как угол р, мал, то 1 зп1 Ро = Роз1п 1 = Ро воз эзз и формула (1.$3) принимает вид 206 265"а (1.44) Ро Расстояние А по формулам (1.43) и (1.44) получается в тех же единицах, в которых выражен экваториальный радиус Земли а.
Если принять горизонтальный экваториальный параллакс Солнца равным 8",794, то расстояние Солнца от Земли будет равно 149 597 870 км. Это расстояние в астрономии называется астро- номической единицей (а. е.). Вследствие огромных расстояний от Земли до звезд, горизон- тальные экваториальные параллаксы последних исчезающе малы, н расстояния до ннх определяют с помощью годичных параллак- сов Годичным параллаксом звезды я называется угол, под кото- рым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты при условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу (рис.
14). Годичные параллаксы звезд меньше 1". Поэтому влияние годичного параллакса на координаты звезд учитывается только при высокоточных наблюдениях и исследованиях. Пренебрегая широтой Солнца и эксцентриситетом земной ор- биты, влияние годичного параллакса приближенно можно вы- числить по формулам (1,45) и з1п р соз (г.о — Х), (А' — х) соз р — и з1п (ьо — А), 36 или (а' — а) соз 6 = и соз 0о з!п (Ао — сх), (6' — 6) и (соз 6 з!и 0о — з!и 6 соз 0о соз (Ао — а)), ) (1.46) где Х', !)', а' и 6' — геоцентрические координаты звезды, Х, Р, а н 6 — гелиоцентрические координаты, Ц> — долгота Солнца, А~, 0~ — прямое восхождение и склонение Солнца.
Если на рис. 14 5Т есть средний радиус земной орбиты, т. е. астрономическая единица (а. е.), о5 — расстояние 0 звезды от Солнца, а угол ЬоТ вЂ” годичный параллакс звезды и, то из прямоугольного треугольника БТо имеем 0 = з.;„„' (1.47) и так как угол и мал, то 206265" а, е. (1 48 Расстояние по формулам (1.47) рис. м годичяья парвляака звезд. и (1А8) получается в тех же единицах, в котррых выражена астрономическая единица. Расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1", называется парееком (пс). Из формулы (1.48) следует, что 1 пс = 206 266 а, е.
= 3,086 10" км. Если 0 выражается в парсеках, то формула (1.48) принимает зид 0= — „ (1.49) Расстояние, составляющее 1000 парсек, называется килоларсеком, а расстояние в 1 000 000 парсек — мегаиарееком. Расстояние, которое свет проходит за один год, распростра. яяясь со скоростью около 300 000 км/с, называется сееиюеым годом, 1 световой год = 9,46 10'* км = 63198 а. е. = 0,3064 пе. Так как 1 пс = 3,26 светового года, то расстояние 0 = — '„световых зда лет. 9 1О. Рефракция Астрономической рефракцией называется явление преломления световых лучей, идущих от светила к наблюдателю, при прохождении ими земной атмосферы. Вследствие рефракции наблюдатель видит светило по направлению Ао, (рис. !5), а не по направлению Ао„параллельному ЗУ Ма, по которому он видел бы светило в случае отсутствия атмосферы. Угол о,Ао, называется углом рефракции р или просто рефракцией. Угол ЕАоа называется видимым зенитным расстоянием светила г', а угол ЕАпв — истинным зенитным расстоянием г; тогда г — г'=р, г=г'+р, т.
е. истинное зенитное расстояние равно видимому зенитному расстоянию плюс рефракция. Величина рефракции зависит от видимого зенитного расстояния г' и меняется в зависимости главным образом от температуры и давления, увеличиваясь с пол Г нижением температуры и с поз Ф вышением давления. Величину рефракции при температуре 0 'С и при давлении 1013 гПа (760 мм рт. ст.) можно приближенно вычислить по формуле р = 58",2 1д з'. Эта формула пригодна для зенитных расстояний от 0' до 70 'С.
В зените рефракция равРвс. 1б. Влияние атмасфераоа рефракции ма внднмое ооломевне светала на небе. На Нулю> а В ГОриЗОНтЕ Прнин- мается в среднем равной 35'. В отделе «Таблицы» дана табл. 16а средней рефракции при температуре +1О "С и давлении 1013 гПа, а также табл. 166 для вычисления поправки за температуру и давление, пригодная для температур от +20 до — 20 С. Э а м е ч а н н е. Помимо рефракции, влияние земной атмос4мры сказывается также в поглощении света, ндущего от небесных тел; поглощенне эавнснт от толщины слоя атмосферы, проходимого лучом света, н нэменяется в завнснмостн от зенитною расстояния светила.
В отделе «Таблицы» дана табл. 17 средннх величин поглощения света Е, в звездных величинах, для раэлнчных эенятных расстоаннй. В эавнснмостн от атмосферных условий места наблюдення величина Е может значнтельно колебаться. В 11. Прецессии и нутация Вследствие возмущающего действия, оказываемого на вращение Земли телами Солнечной системы (см. $ 17), ось вращения Земли совершает в пространстве очень сложное движение. Прежде всего, она медленно описывает конус, оставаясь все время наклоненной к плоскости движения Земли под углом около 66',5 (рис. 16).
Это движение земной оси называется прецессионным, 88 период его около 26 000 лет, и оно определяет среднее направление оси в пространстве в различные эпохи. Кроме того, ось вращения Земли совершает различные мелкие колебания около своего среднего положения„главные из которых имеют период!8,6 года *) и называются нутацией земной оси. Вследствие прецессии и нутации земной осн взаимное расположение полюсов мира и полюсов эклиптики, а следовательно, небесного экватора и эклиптики, непрерывно изменяется.
Полюс мира, определяемый средним направлением оси вращения Земли, т. е. обладающий только прецессионным движением, называется средним полюсом сч'" мира. Истинным полюсом ми- ;Х ра называется полюс, опреде- . ,---+-- ляемый действительным направлением земной оси, т. е. облздающий н прецессионным и нутационным движением. Средний полюс мира какой-нибудь эпохи определяет положение среднего экватора и средней точки весеннего / равноденствия мля этой же йьаслэгть эпохи. Истинный полюс мира определяет положение истиннагоэкватара н истин- ,р ! ной тонни Веегйнгго равно Рис. 1е.
прсдессиснесс движение зсивсе сси. денствия. Средний полюс мира вследствие прецессии за 26 000 лет описывает около полюса эклиптики окружность радиусом 23',6. За один год перемещение среднего полюса мира на небесной сфере составляет около 60",3. На такую же величину за год перемещаются по эклиптике и равноденственные точки, двигаясь с востока на запад, т.
е. невстречу видимому годичному движеникз Солнца. Это явление и называется прецессией, или предварением равноденствий, так как Солнце попадает в равиоденственные точки раньше, чем на то же самое место на фоне звезд. Прецессионное движение полюса мира вызывает изменение координат звезд с течением времени. В эклиптической системе координат в результате прецессии астрономические долготы всех звезд непрерывно нозрастзют (на 50",3 в год), так как они отсчитываются от точки весеннего равноденствия в сторону, противоположную движению этой точки по эклиптике. Астрономические широты звезд не изменяются. ') Этот период равен периоду обращении узлов лунной орбиты, так как путаная есть следствие действии притяжения Луны на зенаой сферонд.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
