Аберрация годичная

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]

Изменения а и б звезды, обусловленные годичной аберрацией после применения основной операции (1.1.051), даются формулами [c.97]

Суточная аберрация. Вопросы учета годичной аберрации в положениях звезд изложены в 2.04. [c.116]

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]

Вычисление годичной аберрации 171 [c.171]

Вычисление годичной аберрации. В тех случаях, когда стремятся к точности вычислений, близкой к О",001 или более высокой, [c.171]

S. Вычисление годичной аберрации 173 [c.173]

Удобно объединить редукцию за прецессию и нутацию за время, прошедшее от начала года, с редукцией за годичную аберрацию, складывая уравнения (10) с уравнениями (21) из гл. VI. Если прибавить полученные величины к астрометрическому месту для начала года, то сумма даст видимое место. Наоборот, их можно вычесть из видимого места и получить астрометрическое место для начала тропического года. Во всех обычных случаях величины а, Ь, с, d, а, Ь, с, d можно вычислить, используя либо астрометрическое. место, либо видимое место объекта. [c.182]

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]

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]

Для звезд, лежащих в плоскости эклиптики, этот эллипс вырождается в прямую, а для звезд у полюса — в окружность. Брадлей действительно обнаружил подобное смещение. Но большая ось эллипса оказалась для всех звезд имеющей одни и те же угловые размеры, а именно 2а = 40",9, что значительно больше ожидаемого параллактического смещения даже для ближайшей к.Солнцу звезды наконец, направление наблюденного смещения оказалось перпендикулярным к ожидаемому вследствие параллакса (см. рис. 20.2, б). Брадлей объяснил (1728 г.) наблюденное явление, названное им аберрацией света, конечностью скорости распространения света и использовал его для определения этой скорости. Годичный параллакс, гораздо менее значительный и зависящий от расстояния до [c.420]

В практич. астрономии А, с. приводит к тому, что положение звёзд на небе меняется из-за движения наблюдателя вместе с Землёй. Так, вследствие годичного движения Земли вокруг Солнца со скоростью звёзды описывают на побссноп сфере аберрац, [c.10]

Пример 2. Такова же, по существу своему, и задача об аберрации света, решаемая в сферической астрономии. Явление это, открытое Брад-леем в 1728 году, состоит в том, что, благодаря годичному движению Земли и немгновенности распространения света, звезды всегда кажутся нам несколько отклоненными в сторону этого движения. [c.67]

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]

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]

Четвертый тип эфемерид, называемый астрографической эфемеридой, применяется довольно широко. Эта эфемерида вычисляется легче, чем астрометрическая эфемерида, от которой она отличается только эллиптическим членом годичной аберрации. Прежде чем сравнивать ее с фотографическими наблюдениями, необходимо либо придать к наблюденному положению поправки, вычисленные по формуле (22), либо вычесть их из эфемеридных положений. [c.176]

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]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...