Широта астрономическая

Сила имеет наибольшее значение на экваторе, где r=R, и составляет там около 0,34% от силы тяготения. Наибольшая разность показанных на рис. 250 углов (геоцентрическая широта) и ф (астрономическая широта) имеет место при /.=45° и равна приблизительно О,Г. [c.228]

Угол между линией отвеса и плоскостью земного экватора называется астрономической широтой местности. Ускорение g можно представить в виде [c.281]

Пусть в — астрономическая широта, а e — геоцентрическая широта. Спроектируем вектор g на направление оси вращения Земли и на плоскость экватора (рис. 3.14.1) [c.281]

Таким образом, экспериментально определив разницу между астрономической и геоцентрической широтами, можно судить об отношении осестремительного ускорения к ускорению тяготения. [c.282]

Вычислить разность между астрономической и геоцентрической широтами на Земной параллели, соответствующей 60°. [c.302]

Формула (16.27) связывает астрономическую широту с геоцентрической. [c.304]

Эклиптическая система координат (рис. 45.2) Астрономической широтой р светила называется угол в градусах, измеряемый между эклиптикой и объектом вдоль круга астрономической широты (большого круга, проходящего через полюсы эклиптики и объект). Астрономическая широта считается положительной к северу от эклиптики. Астрономической долготой К называется угол в градусах, измеряемый вдоль эклиптики через юг к востоку между точкой весеннего равноденствия и точкой пересечения эклиптики с кругом астрономической широты, проходящим через объект. [c.1198]

На прилагаемой фиг. 32 ЛВ обозначает натяжение mg, ВС — истинный вес mg , а АС — результирующую тю г. Следовательно, если географическую широту места наблюдения, определяемую астрономическим путем, т. е. угол, образуемый линиею отвеса с плоскостью экватора, обозначить через 1, то мы будем иметь [c.94]

Рабочее наружное освещение данной территории следует измерять в темное время суток, когда отношение естественной освещенности к искусственной не превышает 10 %. Как правило, за такой период можно принять интервал времени, который начинается через 1 ч после захода и кончается за 1 ч до восхода солнца. Максимальная естественная освещенность при безоблачном ночном небе в период полнолуния не превышает 0,35 лк, что не отражается на характере результатов измерения [52]. Для планирования этого интервала рекомендуется пользоваться астрономическими данными, которые публикуются в ежегодных календарях с поправкой на широту, долготу, местное, декретное вре-ся и его сезонные сдвиги (см. прил. 2). [c.178]

Получив, таким образом, величину Эйлер, как указано в 143, возвращается к величинам х ж составляет продолжение глав части второй и определяет величины последних членов этих выражений, что и. представляет содержание 458—548. Затем он составляет сводку выведенных для координат х z Выражении, после чего, сравнив развитую им теорию с теорией Клеро ( 559—636), переходит к астрономическим приложениям своей теории и к составлению вспомогательных таблиц, упрощающих вычисление места Луны, т. е. долготы и широты ее и параллакса Для этого он сперва развивает в 550—554 выражения для ж, у, з в чисто численном виде, а именно [c.87]

Отсюда очевидно, насколько просто по известным значениям х у, е находится место Луны, определяемое ее астрономическими координатами— широтою и долготою, а именно по формулам (1) и (2) определяются углы <р и ф, и если обозначить через среднюю долготу Луны, то истинная ее долгота будет -ь (р, широта же есть [c.95]

Луны для любого заданного времени, однако в этих элементах может заключаться погрешность, достигающая одной минуты. Но эти определения могли бы быть без большого труда выполнены, если бы имелось достаточное число точнейших наблюдений Луны. На самом же деле, как мне сообщено, обыкновенно производимые астрономические наблюдения доставляют результаты, которые могут отличаться от истинных на целую минуту это главным образом относится до результатов, выводимых из наблюдений кульминаций Луны, при которых определяется сперва высота верхнего нли нижнего края, затем прохождение через меридиан левого или правого края лунного диска. В высоте же, как наблюденной, так и исправленной рефракцией, едва ли можно избежать погрешности, достигающей до 10", затем в моменте прохождения через меридиан может, наверное, быть погрешность до одной секунды времени, отчего в месте Луны происходит погрешность в 15". Кроме того, надо точнейшим образом знать видимый диаметр Луны, в котором также едва ли возможно избежать погрешностей, затем для определения геоцентрического места Луны, требуется точное значение ее параллакса, зависящего от самой теории, и в величине которого наверное может заключаться погрешность в несколько секунд. Сопоставив все эти погрешности, едва ли можно ожидать, чтобы наблюденные места Луны согласовались с истинными до одной минуты. Отсюда понятно, что эти погрешности переходят в упомянутые выше элементы, определяемые непосредственно или по уравнениям, если только не взять весьма большое число наблюдений. Поэтому те определения этих элементов, которые произведены на основании различных наблюдений и которыми мы в атом сочинении пользуемся, мы отнюдь же считаем вполне точными, и не сомневаемся, что они требуют значительных исправлений, ибо мы не слишком доверяем даже тем точным наблюдениям, которыми мы пользовались. Может оказаться, что наши таблицы несколько отличаются от других, что, однако, не должно быть относимо к недостаткам теории, тем более, что места апогея и узлов мы брали те, которые показаны в таблицах Майера, требующих значительных исправлений. Тем не менее прилагаемые к этому сочинению таблицы в редких случаях дают результаты, отличающиеся от наблюдений более чем на одну минуту, так что астрономы могут ими пользоваться вместо таблиц Майера или Клеро, тем более, что вычисление по нашим таблицам значительно проще, ибо все величины определяются по четырем углам, пропорциональным времени, и даже самая широта Луны находится непосредственно по этим же углам, тогда как иначе нужно производить довольно утомительное вычисление поправок для узлов и места Луны на ее орбите. Но я добавляю, что нетрудно видеть, что если бы кто пожелал сопоставить эти таблицы с многочисленными наблюдениями, то добавив к этим таблицам некоторые малые поправки, он довел бы эти таблицы до гораздо большего совершенства и тем принес бы весьма большую пользу астрономии. [c.222]

Разности между астрономическими и геодезическими координатами часто достигают 5"— 10", иногда 20" уклонения отвеса в 30" —40" чрезвычайно редки (уклонению в 1" по долготе на широте ф = 45° соответствует 22 м на поверхности Земли в направлении параллели). [c.52]

Рис. 24. а) Геоцентрическая и астрономическая широта. 6) Прямоугольные координаты [c.53]

Наблюдениями была обнаружена изменяемость астрономических широт и долгот земной поверхности, в которой основную роль играет движение географических полюсов по поверхности [c.55]

Р — полюс мира /7 — полюс эклиптики т — светило, fi — астрономическая широта — астрономическая долгота светила, f — угол наклона эклнатнки к экватору [c.21]

Теория гироскопов Фуко первого и второго рода указывает на принципиальную возможность, не прибегая к астрономическим наблюдениям, во-первых, установить плоскость меридиана и, во-вторых, географическую широту места. Величина Уф З, пропорциональная моменту пары, вызывающей поворот оси гироскопа, весьма мала вследствие малости угловой скорости Земли. Например, для маховика массой 2 кг с радиусом инерции 8-10 м при ф = 600л 1/с, имеем [c.620]

X — геоцентрическая широта точки земной поверхности, ф —ее астрономическая широта. Широты и ф очень иезначительио отличаются друг от друга наибольшая разность между углами ф и X около 11 (при > = 45°) С) — угловая скорость вращения Земли вокруг своей [c.76]

Падение тяжелой точки на Земле. Рассмотрим вопрос о падении тяжелой точки на Земле (рис. 101). С этой целью в некоторой точке М Земли рассмотрим оси ось z направим вверх по вертикали места, ось у направим по касательной к параллелп на восток, а ось х направим по касательной к астрономическому меридиану ортогонально к осям г/ и z на юг. Астрономическую широту места М обозначим через ф. [c.128]

Таким образом, в системе координат, связанной с врагцаю-гцейся Землей, центробежная сила проявляется как некоторая поправка к силе гравитационного притяжения. Так как обе эти силы потенциальны, то в дальнейшем их можно объединить в одну потенциальную силу тС. В астрономии угол ф между вектором С и экваториальной плоскостью Земли (е , 62) называют астрономической широтой места. [c.286]

Книга вторая содержит астрономические приложения развитой теории, т. е. изложение способов вычисленйя обычных астрономических координат, долготы и широты Луны помощью найденных прямоугольных прямолинейных, сличение теории автора с теорией Клеро и составление и объяснение таблиц, упрощающих производство этих вычислений. [c.215]

Секунды (наряду с градусами и минутами) применяли преимущественно при астрономических наблюдениях, связанных в основном с определением географических широт при помощи квадрантов. Терции использовали, главным образом, при расчетах в области астрономии, в частности мореходной так, у С. Й. Мордвинова читаем, что суточное собстренное движение Солнца составляет 59 минут 8 секунд 20 терцов , что длина (долгота — [c.147]

Эти последние данные генерал Ф. Ф. Шуберт счел возможным включить 100 лет спустя в свою книгу Собрание астрономических мест в Российской империи (1822 г.). Определения широт в градусах, минутах и секундах были проведены академическими экспедициями второй половины XVIII в. [c.150]

По отношению к угловым измерениям считаем не лишним еще раз напомнить о необходимости отличать точность отсчетов от точности как степени приближения к действительному значению измеряемой величины. Наибольшие возможности для точных определений создавал квадрант, но в XVIИ в. эти возможности использовались не всегда. Геодезисты выражали результаты своих определений широты места, проводимых при помощи квадрантов, с точностью до минуты, однако погрешности измерений далеко выходили за пределы 1. Наоборот, в экспедициях Морского ведомства и особенно Академии наук высокая точность определений сочеталась с их верностью. Результаты широтных определений участников Великой северной экспедиции отличались не свыше, чем на 4—5 от результатов определений, произведенных в 20-х годах XIX в. для тех же пунктов [181, ч. I, с. 54 и 80], а погрешности определений астрономических экспедиций Академии наук составляли не свыше 4—5". [c.151]

Суточный ход температуры воздуха имеет для всех мест одинаковый характер (фиг. 1-28). Высшая температура воздуха наблюдается в 13 час. (астрономическое время) низшая в ночное время, когда солнце иаходитоя за горизонтом. Суточная амплитуда тем пературы воздуха увеличивается по мере приближения к эмватару. В малых широтах напряженность солнечной Р адиации изменяется значительно больше, чем в высоких широтах. Как следует из кривых фиг. 1-28, для местности, лежащей на 75° северной широты, суточная амплитуда составляет все- [c.37]

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ПУНКТЫ, точки земной поверхности, географич. координаты 1 -рых — широта и долгота — определены при помощи астрономич. наблюдений. На А. п., определяемых с геодсалч. целью, измеряется кро.ме того истинный азимут направления на местный предмет и определяется высота над уровнем моря. Положение А. п. на местности надежно закрепляется столбом — каменным или деревянным — с соответствующей на нем надписью. Методы определения широты А. п. разнообразны все их можно разделить на две группы метод измерения зенитных расстояний пли разности их и метод определения по соответствующим высотам двух звезд. Если измерить зенитное расстояние Z какой-либо звезды, находягцейся в момент наблюдения в меридиане, то искомую широту (р можно вычислить из следующего равенства [c.495]

Дополнение до 90° острого угла между астрономической вертикалью и осью вращения Земли называется астрономической широтой фа. Геометрическое место точек на поверхности Земли с астрономической широтой, равной 0°, называется астрономическим экватором, геометрические места точек с другими фиксированными частными значениями астрономической широты называются параллелями. Принято считать широты точек в северном полушарии положительными, в южном — отрицательными. Экватор и параллели являются кривыми двоякой кривизны, мало отличающимися от плоских кривых. Астрономический экватор не совпадает с географическим экватором — экватором вращения, но все вертикали в точках астрономического экватора перпендикулярны к оси вращения Земли и, следовательно, параллельны плоскости географического экватора и пересекают небесную сферу по небесному экватору. Широты географических полюсов необязательно равны точно 90°, однако можно считать, что точки с астрономической широтой в 90° являются астрономически определенными географическими полюсами. [c.47]

Положение стандартного сфероида относимости относительно Земли фиксируется принятыми значениями геодезической широты и долготы определенного исходного пункта, на котором определены астрономические долгота и широта, а также принятым значением геодезического азимута геодезической линия избранирго направления, проходящей через этот пункт. Эта [c.49]

Смотреть страницы где упоминается термин Широта астрономическая : [c.464] [c.862] [c.443] [c.282] [c.138] [c.304] [c.461] [c.128] [c.130] [c.280] [c.117] [c.296] [c.289] [c.336] [c.739] [c.739] [c.740] [c.90] [c.466] [c.273] [c.501] [c.192] [c.35]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...