Наклон эклиптики к экватору

Острый угол, под которым пересекаются плоскости эклиптики и экватора, называется наклоном эклиптики к экватору и обозначается символом е приближенно он равен 23°26. [c.24]

Ео — средний наклон эклиптики к экватору в фундаментальную эпоху /о, [c.86]

Принятые в приведенных соотношениях обозначения имеют следующий смысл т — часть тропического года от рассматриваемого момента времени до начала ближайшего к нему бесселева года, числовые значения т публикуются для 0 эфемеридного и звездного времени каждого дня года в астрономических ежегодниках, е — истинный наклон эклиптики к экватору. [c.96]

Наклон эклиптики к экватору (1900.0) [c.331]

Пояс Зодиака образуют следующие созвездия Рыбы, Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог и Водолей. Б каждом из них Солнце бывает примерно месяц. Эклиптика дается на специальной звездной карте, прилагаемой к Авиационному астрономическому ежегоднику (приложение 3). Вследствие того, что плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты Земли на 23°27, плоскость небесного экватора также наклонена к плоскости эклиптики на угол е=23°27. Наклон эклиптики к экватору не сохраняется постоянным. В 1896 г. при утверждении астрономических постоянных решено было наклон эклиптики к экватору считать равным 23°27 8",26. [c.18]

Экваториальные координаты Солнца в течение года изменяются неравномерно. Происходит это вследствие неравномерности движения Солнца по эклиптике и наклона эклиптики к экватору. [c.19]

Различие скоростей движения Земли в каждой точке орбиты вызывает неравномерность изменения не только прямого восхождения, но и склонения Солнца. Однако за счет наклона эклиптики к экватору его изменение имеет другой характер. Наиболее быстро склонение Солнца изменяется вблизи точек равноденствия, а у точек солнцестояния оно почти не изменяется. [c.20]

Наклон e эклиптики, к экватору должен быть отнесен к системе координат той же эпохи, что и величины г, I, Ь, Rq, Яд, Рд. [c.40]

Для среднего наклона е эклиптики к экватору имеем [c.88]

Угол 9 — это угол между двумя большими кругами ХУ и Х У и равен дуге ZoZ, т. е. угловому расстоянию между полюсами этих больших кругов. Не давая сейчас точных определений, мы видим, что 6 является наклонностью эклиптики к плоскости экватора, а уУ— точка весеннего равноденствия. [c.452]

Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями центра Солнца называется истинными солнечными сутками. Однако и ими пользоваться неудобно, так как продолжительность истинных солнечных суток в течение года не постоянна. Причинами этого является неравномерность движения Солнца по эклиптике и наклон эклиптики к небесному экватору под углом 23°27 . Поэтому условились счет времени вести относительно так называемого среднего Солнца. [c.33]

Истинные солнечные сутки, в противоположность звездным, не равны времени оборота Земли вокруг своей оси, а определяют, ввиду движения Земли вокруг Солнца, несколько больший интервал времени. На протяжении одного года число звездных суток на единицу превышает число солнечных суток. Наблюдения показывают, что продолжительность истинных солнечных суток все время колеблется. Это объясняется следующими причинами. Во-первых, в перигелии Земля движется быстрее, чем в афелии, что непосредственно следует из законов Кеплера. Поэтому в декабре солнечные сутки приблизительно на 6 с длиннее июньских суток, когда Земля находится в перигелии. Во-вторых, поскольку плоскость эклиптики наклонена по отношению к плоскости небесного экватора, а эклиптика и экватор пересекаются в точках весеннего и осеннего равноденствий, то и истинные солнечные сутки в марте и сентябре короче (приблизительно на 20 с), чем в июне и декабре. Усреднение за год кривой, описывающей изменение продолжительности истинных солнечных суток, приводит к определению средних солнечных суток. Эти сутки разбиваются на 24-60-60 = = 86400 частей, что и дает нам размер единицы времени — секунды — в шкале среднего солнечного времени. [c.52]

Угловая скорость вращения Земли превышает угловую скорость Луны на орбите. Поэтому из-за трения приливный выступ достигает максимума не в точке на прямой, соединяющей центры Земли и Луны, а в точке, смещенной в направлении вращения Земли. Более того, из-за различия наклонов плоскости земного экватора (23°) и плоскости орбиты Луны (5°) к эклиптике, вращение Земли выносит приливный выступ из плоскости орбиты. Гравитационное взаимодействие Земли и Луны становится асимметричным относительно прямой, соединяющей их центры. В результате возникают моменты сил, действующих на оба тела. Кинетическая энергия вращения Земли переходит в тепло и полную энергию орбитального движения Луны — расстояние между Луной и Землей возрастает. [c.151]

Е — наклон среднего подвижного экватора к подвижной эклиптике, называемый просто средним наклоном, [c.86]

Если космический аппарат уже покинул сферу действия Земли, то поворот плоскости его орбиты может быть успешно осуществлен с помощью малой тяги. Сам выход к границе сферы действия Земли может быть также произведен посредством малой тяги при старте с околоземной орбиты, но может быть для этого использована и химическая ракета. В последнем случае при геоцентрической скорости выхода, равной нулю (Увых= оо=0). малая тяга начнет воздействовать на орбиту, совпадающую с эклиптикой, т. е. уже наклоненную к солнечному экватору на 7,2°. Если ракета-носитель способна обеспечить некоторое значение у , >0, то всегда можно так подобрать направление выхода из сферы действия Земли, чтобы орбита искусственной планеты была круговой радиуса 1 а. е. с некоторым наклоном I к эклиптике, и так подобрать момент старта, чтобы начальный наклон к плоскости солнечного экватора равнялся 0=1+7,2°. [c.355]

Переход к геоцентрическим экваториальным координатам. Обозначим наклонность плоскости эклиптики к плоскости экватора через g. Пусть i", г/ и С" — геоцентрические координаты тела,, отнесенные к эклиптической системе с осью х, направленной в точку весеннего равноденствия. Тогда можно получить экваториальную систему, вращая эклиптическую систему вокруг оси х в отрицательном направлении на угол е соотношения между координатами в двух системах таковы [c.171]

Траектория видимого движения Солнца лежит в плоскости эклиптики, которая наклонена к экватору (вдоль которого измеряется часовой угол Солнца) под углом приблизительно 2Ъ . [c.57]

Следовательно. 9 — наклонность неподвижной эклиптики к среднему экватору в эпоху /д. [c.470]

Вторая причина изменения продолжительности истинных солнечных суток заключается в том, что Солнце движется не по небесному экватору, в плоскости которого ведется отсчет часовых углов, а по эклиптике, значительно наклоненной к небесному экватору. Поэтому даже если бы Солнце перемещалось по эклиптике равномерно, то и тогда бы продолжительность истинных солнечных суток была бы неодинаковой. Из рис. 3.5 видно, что равные дуги Т А=АВ = ВС эклиптики, спроектированные на небесный экватор, образуют отрезки, которые по величине отличаются от соответствующих отрезков эклиптики. Вблизи равноденственных точек спроектированные отрезки меньше соответствующих отрезков эклиптики, а вблизи точек солнцестояний больше. Уменьшение отрезков вблизи равноденственных точек обусловлено наклоном проектируемых дуг эклиптики к небесному экватору, а увеличение отрезков вблизи точек солнцестояний — расхождением часовых кругов по мере их удаления от полюсов. [c.51]

Эклиптика — видимый путь Солнца по небесной сфере. Наклонена под углом е = 23°27 к плоскости небесного экватора. [c.1198]

МЕРКУРИЙ — ближайшая к Солнцу большая планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 0,387 а. е. (57,9 млн. км). Эксцентриситет орбиты 0,2056 (расстояние в перигелии 46 млн. км, в афелии 70 млн. км). Наклон плоскости орбиты к эклиптике V. Период обращения М. вокруг Солнца (меркурианский год) 87 сут 23 ч 16 мин. Фигура М. близка к шару с радиусом на экваторе (2440 2) км. Масса М. 3,31 10 кг (0,054 массы Земли). Ср. плотность 5440 кг/м . Ускорение свободного падения на поверхности М. 3,7 м/с . Первая космическая скорость на М. 3 км/с, вторая — 4,3 км/с. Период вращения М. вокруг своей оси равен 58,6461 0,0005 сут. Он соответствует устойчивому режиму, при к-ром период вращения равен /д периода орбитального обращения (58,6462 сут). В этом случае малая ось эллипсоида инерции планеты при прохождении ею перигелия совпадает с направлением на Солнце. Это — вариант резонанса, вызванного действием солнечного притяжения на планету, распределение массы внутри к-рой не является строго концентрическим. Определяемая совокупным действием вращения и обращения по орбите длительность солнечных суток на М, равна трём звёздным меркурианским суткам, или двум меркурианским годам, и составляет 175,92 ср. земных суток. Наклон экватора к плоскости орбиты незначителен (яиЗ°), поэтому сезонные изменения практически отсутствуют. [c.97]

П.В астрономии. Притяжения Луны, Солнца и планет на Землю вызывают движение земной оси в пространстве, к-рое разлагается на две составляющие прогрессивное. движение по конусу с углом между образующей и осью конуса, равным наклонности эклиптики к экватору, и периодом ок. 26 ООО лет, называемое П.,имелкое периодич. колебание, называемое нутацией (см.). П. состоит в движении точки весеннего равноденствия навстречу годичному движению Солнца, что укорачивает длину тропическ. года по сравнению со звездным годом. Ско- Рость р движения точки весеннего равноденствия в год называется постоянной П. П. влияет на координаты светил, меняя их долготу на величину р, оставляя неизменной широту. Влияние П. на прямое восхождение а и склоненже a более сложно и обычно учитывается при помощи разложения в ряд [c.330]

Нутация представляет собой часть общего движения полюса, зависящую от периодических движений Луны и Солнца по геоцентрическим орбитам. Явление нутации заключается в периодических колебаниях истинного полюса относительно среднего полюса экватора. Главный член нутации зависит от долготы восходящего узла орбиты Луны и имеет период 6798 суток или 18,6 года. Амплитуда этого члена, равная 9",210, известна как постоянная нутации. Остальные члены нутации зависят от средних долгот и средних аномалий Луны и Солнца и их линейных комбинаций с долготой восходящего узла лунной орбиты. Смещение истинного полюса относительно среднего можно разложить на нутацию в долготе Лт , изменяющую положение точки весны Т, и нутацию в наклоне Ле, изменяющую наклон е эклиптики к экватору. Теория вращения несферичной Земли в поле тяготения Солнца и Луны, разработанная подробно Вулар-дом [34], дает разложения компонент нутации в ряды по косинусам п синусам указанных выше аргументов, позволяющие вычислить нутацию на любой момент времени. [c.91]

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

За сутки V может измениться на величину порядка 3°, что в рассматриваемой задаче весьма существенно. Выведем зависимость угла V от времени. Пусть (рис. 94) 0Л5 — плоскость эклиптики, 08 — направление на Солнце, ЕАО — орбита спут1шка, / — наклонение орбиты к плоскости эклиптики, Д — долгота восходящего узла орбиты от точки Весны, / и Д — аналогичные элементы по отношению к экватору, а — долгота Солнца от точки Весны, / — наклон экватора Земли к [c.362]

N = npAi — угловое расстояние от точки весеннего равноденствия до восходящего узла орбиты планеты на экваторе Земли, / — наклон орбиты планеты к экватору Земли, ш — угловое расстояние между восходящими узлами орбиты планеты на экваторе Земли и на эклиптике, [c.61]

МАРС — четвёртая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 1,524 а. е. (227,9 млн. км). Эксцентриситет орбиты 0,0934, наклон плоскости орбиты к эклиптике 1° 51 экватор М. наклонён к плоскости его орбиты на 25,2°, что вызывает сезонные изменения на планете. Период обращения М. вокруг Солнца 686,98 сут (сидерический период обращения). Ср. скорость движения на орбите 24,13 км/с. Экваториальный радиус 3394 км, полярный — 3376,4 км, динамич. полярное сжатие яг 1/200. Найдена значит, асимметрия М. вдоль полярной оси уровень поверхности почти во всём южном полушарии лежит на 3—4 км выше, чем в северном. Период вращения М. вокруг своей оси 24 ч 37 мин 22,58 с. Расстояние в перигелии 207 млн. км, в афелии 249 млн. км. Кол-во солнечной энергии, подучаемой М. при наиб, и яаим, расстояниях от Солнца, различается на 20— 30%. Масса М. 6,44-10 кг (0,108 земной), ср. плотность 3950 кг/м , ускорение свободного падения на экваторе 3,76 м/с , первая космическая скорость 3,6 км/с, вторая — 5 км/с. Болометрич. сферич. альбедо 0,20 0,05 ср. эффективная темп-ра поверхности 216 К. [c.48]

Смотреть страницы где упоминается термин Наклон эклиптики к экватору : [c.187] [c.832] [c.233] [c.286] [c.297] [c.325] [c.36] [c.61] [c.110] [c.111] [c.131] [c.146] [c.230] [c.262] [c.280] [c.606] [c.20] [c.66] [c.84] [c.93] [c.86] [c.114] [c.1199] [c.613]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...