Аберрация звездная

Среднее положение звезды — это ее координаты, измеряемые на гелиоцентрической небесной сфере от среднего экватора и точки весеннего равноденствия в некоторый момент времени. При этом пе принимается во внимание нутация, аберрация, звездный параллакс и собственное движение звезды. Последние три величины будут определены позднее. [c.71]

Отрицательный результат опыта Майкельсона чрезвычайно усложнил решение проблемы в тех рамках, в которых она была поставлена. Теория Лоренца оказалась не соответствующей опыту. Можно было предположить, что эфир полностью увлекается атмосферой Земли при ее орбитальном движении, но это предположение (теория Герца) противоречит результатам более простого (эффект первого порядка) опыта Физо и другим оптическим измерениям, например явлению звездной аберрации (см. 7.3), которые здесь не обсуждаются. [c.371]

Орбитальное движение Земли приводит также к явлению звездной аберрации, которое было открыто Брэдли (1725—1728). Б своих наблюдениях он пытался обнаружить годичный параллакс, т. е. кажущуюся траекторию, которую описывает проекция звезды на небесный свод из-за изменения положения наблюдателя при движении Земли по орбите (рис. 8.1, а). В общем случае такая траектория должна быть эллипсом, вырождающимся в окружность для звезды, расположенной вблизи полюса эклиптики (как на рис. 8.1, а), или в отрезок прямой для звезды, лежащей в плоскости эклиптики. Брэдли нашел, что звезда действительно описывает эллипс, большая ось которого равна 41", однако направление углового отклонения звезды совершенно иное, чем должно быть при параллаксе (рис. 8.1,6) когда Земля находится в точке А, ее наблюдаемое положение смещено не в точку Л , а в точку Лг, т. е. отклонение происходит в направлении движения Земли. Кроме того, отклонение не зависит от расстояния до звезды и значительно больше, чем параллактическое смещение даже ближайших звезд. Существование параллакса неподвижных звезд было твердо установлено Бесселем лишь сто лет спустя. [c.393]

При редукции звездных положений необходим учет годичной аберрации, возникающей из-за движения наблюдателя вместе с Землей по гелиоцентрической орбите. [c.97]

Видимое смещение небесных тел относительно их истинных геометрических направлений, которое вызвано распространением света в сочетании с движениями наблюдателя и самих тел, называется аберрацией. Смещение наблюденного видимого положения относительно истинного геометрического положения в момент наблюдения известно под названием планетной аберрации. Смещение наблюденного положения относительно геометрического положения, в котором тело находилось н тот момент времени, когда его покинул свет, называется звездной аберрацией. Планетную аберрацию можно рассматривать как результат сложения двух эффектов звездной аберрации, обусловленной мгновенной скоростью наблюдателя в момент наблюдения, и геометрического смещения тела в пространстве вследствие его движения за промежуток времени, в течение которого свет распространялся к Зе.мле. [c.165]

Только что установленные законы являются совершенно строгими и общими, но из-за недостаточного знания расстояний и движений звезд их никогда не применяют на практике в строгой форме к звездным положениям. Расстояния и скорости звезд известны с такой небольшой точностью, что вычисление их движений в течение промежутка времени Т — 1 неосуществимо. Поэтому для звезд никогда не вычисляется планетная аберрация, а только звездная аберрация. Кроме того, при вычислении звездной аберрации пренебрегают движением солнечной системы в пространстве. Вследствие этого положения звезд, приведен- [c.166]

Звездная аберрация. Величина видимого смещения, обусловленного звездной аберрацией, зависит от мгновенной скорости наблюдателя в тот момент, когда свет достигает ого. В правой прямоугольной, системе координат с неподвижным началом и осями, не меняющими направления в пространство, каждая из компонент вектора скорости [c.167]

Выражения для La — L Ва — В, полученные таким путем, являются совершенно строгими и общими. Из них можно получить практически формулы для фактического вычисления звездной аберрации в любой системе координат с любой требуемой степенью точности. Формулы (3) и (4) не зависят от расстояния до объекта, и они или формулы, выведенные из них, удобны для применения в тех случаях, когда расстояние наблюденного объекта неизвестно. [c.168]

Однако если расстояние известно с достаточной точностью, то иногда представляется более удобным рассматривать звездную аберрацию как эквивалент линейного смещения объекта. Если Xt, У(, Zt, Rt суть истинные геометрические прямоугольные координаты и расстояние объекта в момент i, когда свет покинул это тело, Х , Ya, Za —его видимые координаты в момент наблюдения Т, а х, у, z —координаты наблюдателя в момент времени Т, то, согласно принципам предыдущего раздела, мы непосредственно получаем с полной строгостью-и общностью следующие уравнения [c.168]

Суточная аберрация. В выражениях, приведенных в предыдущих разделах, компоненты скорости х, у, z в полной теории являются компонентами скорости наблюдателя. Однако для удобства принято разделять звездную аберрацию на две части п рассматривать часть, зависящую от орбитального движения Земли, отдельно от другой части, обусловленной вращением Земли вокруг своей оси. Эта вторая часть называется суточной аберрацией когда она рассматривается отдельно, первую часть, называемую годичной аберрацией, можно определить без потери точности, пспользуя в выражениях (3), (4), (6) компоненты скорости центра Земли вместо компонент скорости наблюдателя. [c.170]

После этого остается еще одна, последняя, коррекция перенос начала координат из центра Солнца в центр Земли. В результате мы получаем видимое место звезды в данный момент времени — положение на геоцентрической небесной сфере относительно истинного равноденствия и экватора в этот момент. Несовпадение видимого и истинного положения обусловлено аберрацией и годичным звездным параллаксом (см. разд. 3.5 и 3.7). [c.73]

Если объект принадлежит Солнечной системе, то эффект аберрации возникает вследствие движения объекта относительно наблюдателя. Вообще говоря, он отличается от звездной аберрации, так что положение изображения объекта на фотопластинке должно быть исправлено. Если, как это обычно бывает, скорость объекта и расстояние до него приблизительно известны, то такую коррекцию сделать несложно. [c.76]

Для приведения звезды на видимое место необходимо к истинному месту ист, бист прибавить поправки Да и Дб за аберрацию звездную, или годичную), вычисляемые по формулам (1.2.25). Кроме того, при точных вычислениях необходимо ввести поправки за влияние членов второго порядка, за годичный параллакс и, в случае редукции положений компонент двойных звезд, за орбитальное движение. Выражения для этих поправок приведены ниже. [c.102]

Планетная аберрация. Звездная аберрация, обусловленная скоростью наблюдателя, является только смещением видимого положения Ра на рис. 6) относительно геометрического положения которое тело занимало в момент, когда его покинул луч света. Можно опре" делить геометрическое положение тела в момент наблюдения при помощи еще одной поправки за движение этого тела от к Рт в течение светового промежутка, если это движение может быть определено. Комбинация из этих двух эффектов, т. е. смещение видимого положения тела относительно его истинного положения в момент наблюдения Т, является планетной аберрацией (угол РтЕтРа на рис. 6). Обозначая истинные координаты тела в момент наблюдения через Хт, Ут, я разлагая величины Xт — X , Yт — Yf Zт — Zt по степеням т согласно формуле Тэйлора, мы получаем [c.169]

Отрицательные результаты опыта Майкельсона отвергли теорию Лорентца, вытекающую из гипотезы о неподвижности эфира. Можно было бы основываться на теории Герца, согласно которой эфир полностью увлекается движущимися телами. Однако если исходить из теории Герца, то эфир долже1г полностью увлекаться атмос([)еро11 Земли при ее орбитальном движении, что противоречит явлению звездной аберрации. [c.421]

Заметим, что при вычислс нии поперечного эффекта мы фактически решили еще одну задачу, представляющую интерес для обсуждаемого круга вопросов. Р ечь идет об уже упоминавшемся явлении звездной аберрации, которое давно известно в астрономии и даже может служить одним из методов измерения скорости света. При наблюдении в телескоп неподвижных звезд приходится наклонять его ось относительно истинного направления на угол у, который зависит от модуля и направления скорости орбитального движения Земли в момент измерения и испытывает годичные изменения (рис. 7.12). Выполняя измерения в разное время года, можно найти угол у, под которым должна быть наклонена ось телескопа. Наибольше его значение у = и/с. [c.387]

Закон преобразования скорости (8.11) дает релятивистское объяснение и явлению звездной аберрации. Пусть в гелиоцентрической системе К направление на некоторую удаленную звезду составляет прямой угол с направлением скорости орбитального движения ЗемЛн. В каком направлении видит эту звезду находящийся на Земле наблюдатель Выберем ось х в направлении скорости Земли, ось у — в направлении на звезду (рис. 8.7). Тогда для скорости сйета от звезды в системе К можно написать ы =0, Ну= =—с, и =0. Переходя в систему отсчета К, связанную с Землей, [c.406]

При исправлении видимого направления ТР на объект Р за звездную аберрацию (аЬегга ш fixarum) получается направление ТР, т. е. истинное направление на объект в момент I совпадает с направлением прямой, соединяющей положение Земли в момент t с положением объекта в момент 1 — т (вторая теорема Гаусса о планетной аберрации). [c.116]

Члены звездной аберрации, содержащие ш (которые влияют на средние каталожные. места звезд), не играют никакой роли н меридианной астрономии, так как положение любого объекта, наблюдаемого при помощи меридианного круга, является видимым его положением и обычно сравнивается с видимой яфемеридой, и которой планетная аберрация была вычислена при помощи уравнений (1U) этп уравнения антоматн-чески включают в себя влияние так называемого эллиптического члена. С другой стороны, фотографические положении небесных те.п определяются привязкой изображения тела к средним каталожным положениям звезд, расположенных в непосредственной близости. На такого рода наблюдения эллиптический член аберрации влияет, и если не принять надлежащих мер предосторожности, то в орбитальных элементах возникнут ощутимые погрешности. Одна из таких мер состоит в прибавлении особой поправки к каждому опубликованному фотографическому наблюдению, прежде че.м оно используется каким-.ниоо образо.м. Этп поправки даются в секундах дуги следующим матричным произведением [c.174]

Наблюденные положения, получаемые сравнением положений объекта с каталожными местами звезд, расположенных в непосредственной близости, не являются ни геометрическими, ни видимыми положениями этого объекта, а принадлежат к некоторому промежуточному классу и могут быть названы астрометрическими положениями. Они свободны от главных членов звездной аберрации, т. е. от суточной аберрации и главного члена годичной аберрации, однако они отягощены влиянием барицентрического движения наблюденного объекта за промежуток времени, в течение которого свет распрострайяется от этого объекта до наблюдателя, и эллиптическим членом годичной аберрации. Поэтому астрометрическая эфемерида может быть получена введением в моменты времени, к которым относятся гелиоцентрические положения объекта (которыми можно заменить барицентрические положения, допуская погрешность, не превышающую О, 01), поправок за световой промежуток, применяя последовательные приближения способом, описанным в разд. 3, и вычитая затем результаты, полученные по формуле (22), из геоцентрической эфемериды. Можно также сначала вычислить види- [c.175]

Случай 2. Наблюденное место — видимое топоцентрическое, вычисляемое — астрографическое топоцентрическое. Освободить наблюденное место от звездной годичной аберрации, от нутации и от прецессии с начала текущего года, т. е. вычесть результаты, получаемые по формулам (10) и уравнениям (21) главы VI. Затем привести наблюденное место к тому же равноденствию и экватору, что и вычисленное место при помощи выражений (4) и (5) или посредством специальных таблиц. Освободить наблюденное место от эллиптического члена аберрации, прибавляя результаты, получаемые из уравнения (22) гл. VI. [c.184]

В 06 ч 00 мин местного звездного времени при наблюдении за близким спутником Земли с наземной станции слежения К были получены высота и азимут (намеряемый к востоку от точки севера), равные соответственно 45 и 265 (с учетом инструментальных ошибок и поправок за рефракцию). Расстояние до спутника, полученное методом радиолокации, равнялось 225 миль. Астрономическая широта Y равна 55°00 N. Воспользовавшись значениями параметров эллипсоида Хейфорда, приведенными в разд. 22, найти топоцентрические и геоцентрические прямое восхождение и склонение спутника в момент наблюдения (аберрацией пренебречь). [c.85]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...