Аберрация планетная

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]

Планетная аберрация. Движение Земли в течение аберрационного времени т можно считать прямолинейным и равномерным. В треугольнике РТ Т (рис. 46) [c.116]

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]

Вычитая уравнения (7) из (6), получаем точные выражения для прямоугольных компонентов планетной аберрации в виде [c.169]

Особенно важно заметить, что в этих уравнениях начало координат не является произвольным, а должно быть выбрано в центре масс солнечной системы, если мы стремимся к абсолютной строгости. Уравнения (8) непригодны для практического применения из-за трудности вычисления входящих в них производных. Столь же строгий, но более удобный метод вычисления планетной аберрации заключается в рассмотрении ее обеих частей отдельно друг от друга. Зная Хт, Ут, Zт и соответствующее расстояние Нт, мы принимаем Т1=Лг/У в качестве первого приближения т и вычисляем Х , У1, Zl, для момента Т — х . Вторым приближением к т является которое доставляет вто- [c.169]

Правые части уравнений (9) после упрощений, указанных выше, выражают изменение координат наблюдаемого тела, отсчитываемых относительно движущегося наблюдателя как начала, в течение времени, за которое свет проходит расстояние от этого тела до наблюдателя. Поэтому планетная аберрация при указанных допущениях равна этому изменению. Следовательно, при тех же допущениях для любой системы координат с началом н движущейся точке наблюдателя будут иметь место аналогичные уравнения. Например, планетная аберрация в прямом восхождении а и склонении б определяется формулами [c.170]

Эфемериду видимых положений можно получить, прибавляя планетную аберрацию к геометрической эфемериде. Положения, наблюдаемые при помощи меридианного круга, являются видимыми положениями. Следовательно, эфемериды Солнца, Луны и больших планет обычно дают видимые положения. Такие явления, как затмения Солнца или спутников Юпитера, зависят от видимых положений участвующих в них тел, а поэтому эфемериды видимых мест полезны также и здесь. [c.175]

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]

Обе теоремы о планетной аберрации применяются при сравнении наблюденных положений объектов с предвычисленными (см. 2.25) [38]. [c.116]

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]

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]

Если склонение и прямое восхождение какого-нибудь тела измеряют при помощи меридианного круга, то склонение "относится к мгновенному экватору, а прямое восхождение — к мгновенному равноденствию. Координаты этп называются видпмым склонепис.м и видимым прямым восхождением. На этп координаты влияет планетная аберрация, и если они освобождены от влияния аберрации, то в таком случае их называют истинным склонением и истинным прямым восхождением. Из истинных координат можно устранить влияние нутации, и тогда говорят, что этп координаты отнесены к среднему экватору и среднему равноденствию даты. Кролге того, можно удалить влияние прецессии за определенный промежуток времени. За последний обычно выбирается промежуток времени, протекший от начала некоторого тропического года, например 1950,0, и тогда говорят, что координаты отнесены к экватору и равноденствию 1950,0. (Началом тропического года является момент, когда средняя долгота Солнца равна 280°, и это начало следует тщательно отличать от начала календарного года. Например, момент 1950,0 равен 1950, январь, 0,923 эфемеридного времени.) [c.179]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...