Долгота астрономическая

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]

Годовой баланс времени 365-24=8760 ч распределяется по суммарным астрономическим долготе дня 2 Гдн = 4484 ч и ночи 2Тн = 4276 ч. С учетом светлой части сумерек (гражданские и начало навигационных) суммарное годовое темное время можно принять = 3900- 4000 ч (точнее см. Приложение 3). [c.172]

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]

Но угол (О — представляет среднюю долготу Луны за вычетом средней гелиоцентрической долготы Земли, в астрономических же вычислениях принято пользоваться геоцентрической долготой Солнца обозначив которую через О, будем иметь [c.15]

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]

В практике (особенно научно-исследовательской) понадобились десятые и даже сотые доли секунды. Передача точного времени в разные пункты государства велась до 60-х годов только в отдельных случаях путем перевозки хронометров (обычно при хронометрических экспедициях, имевших целью определение географических долгот). После внедрения телеграфа постепенно стала организовываться более или менее регулярная передача времени. С 1863 г. точное пулковское время стали передавать раз в неделю в Главную петербургскую телеграфную контору, где были установлены для хранения времени в промежутках между сигналами специальные часы, показания которых контролировали с помощью электричества по астрономическим часам Пулковской обсерватории. Затем такой контроль был распространен на ряд других петербургских часовых установок часы Петропавловской крепости. Главной физической обсерватории. Главной палаты мер и весов и пр. По часам Петербургской телеграфной конторы была организована передача точного времени во все телеграфные учреждения [c.225]

Положение плоскости треугольника можно определить обыч-ны.ми астрономическими элементами — наклонением I и долготой узла Q. Ориентация треугольника в его плоскости определится положением одной из его вершин и углом, который образует одна из сторон с линией пересечения плоскости треугольника с основной координатной плоскостью. Положения двух других вершин в плоскости треугольника определятся, если будут известны их расстояния от первой вершины и угол, образуемый этими расстояниями. [c.350]

Двугранный угол, заключенный между плоскостями меридиана данной точки и местного меридиана общепринятой точки отсчета на поверхности Земли, называется астрономической долготой данной точки Яа- [c.47]

Геометрическое место точек земной поверхности с одной и той же астрономической долготой называется астрономическим меридианом. Вследствие отклонений в направлении вертикали от точки к точке поверхности Земли плоскости местных меридианов в различных точках с одинаковой астрономической долготой, вообще говоря, не совпадают, а параллельны друг другу. Таким образом, астрономические меридианы на поверхности [c.47]

Соотношение (1.1.059) называется уравнением Лапласа-, оно дает возможность вычисления геодезического азимута для тех триангуляционных пунктов, на которых, кроме астрономического азимута А, из наблюдений определяется и астрономическая долгота Ка [пункты Лапласа). [c.52]

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]

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

Если фо, h) — средние значения астрономической широты и долготы точки земной поверхности, отнесенные к среднему полюсу Ро, то истинные (мгновенные) координаты ф, Я этой точки О, отнесенные [c.57]

Формула (1.3.25) рекомендована Международным астрономическим союзом в качестве стандартной записи потенциала притяжения Земли. Для Земли Я — долгота притягиваемой материальной точки, отсчитываемая от гринвичского меридиана ф — широта точки, отсчитываемая от плоскости экватора М — масса Земли Еэ — средний экваториальный радиус Земли. Поскольку в этом случае ось Ог является главной центральной осью инерции (как ось вра-ш ения Земли), то С21 = 821 = 0. [c.21]

Координаты Солнца (X, Y, Z) затабулированы в Астрономических эфемеридах и других ежегодниках. С другой стороны, 1. i/i. получаются по элементам орбиты Земли, причем, поскольку орбита лежит в плоскости эклиптики, ее наклонение равно пулю. Обозначим эти элементы Qj и nj (ni = + Wi — долгота перигелия орбиты Земли). Тогда из (2.10) получаем [c.50]

Роберт Гук (1635—1703) ) был сыном приходского священника, жившего на острове Уайт (Wight). В детском возрасте он был очень слабым и болезненным, но весьма рано обнаружил живой интерес к изобретению механических игрушек и к рисованию. Когда ему исполнилось 13 лет, он поступил в Вестминстерскую школу и поселился в доме школьного учителя, д-ра Басби (Busby). Там он изучил латинский, греческий и немного еврейский языки, а также познакомился с Началами Евклида и некоторыми другими трудами по математике. В 1653 г. Гук был отправлен в церковь Христа в Оксфорде, где стал певчим. Это дало ему возможность продолжать свои занятия, и в 1662 г. он получил степень магистра искусств. В Оксфорде он сблизился с некоторыми учеными и, будучи опытным механиком, помогая им в их исследовательской работе. Около 1658 г. он работал совместно с Бойлем и усовершенствовал воздушный насос. Он пишет Почти в то же самое время благодаря доброте д-ра Уорда (Ward) мне представился случай познакомиться о астрономией, в связи с чем для уточнения астрономических наблюдений я занялся усовершенствованием маятника и нашел способ увеличивать продолжительность его колебаний... С этой целью я провел несколько испытаний, которые, как я обнаружил к моему удовлетворению, увенчались удачей. Этот успех побудил меня к дальнейшим размышлениям о возможности приспособления маятника для определения географической долготы мест, и тогда разработанный мною для самого себя метод механических изобретений быстро привел меня к использованию пружин вместо силы тяжести для того, чтобы приводить какое-либо тело в колебательное движение при любом положении . Это сообщение отмечает начало экспериментирования с пружинами. [c.28]

Механика тел переменной массы имеет большое значение для правильного описания движения планет, и особенно Луны. Этот вопрос был поставлен в астрономической литературе в 1866 г., когда возникла необходимость более строгого и точного объяснения векового ускорения долготы Луны . Вековое ускорение долготы Луны, представляющее характерную особенность ее видимого движения, было открыто в конце XVII в. Эдмундом Галлеем (Англия). Сравнивая прежние наблюдения Луны с собственными наблюдениями и наблюдениями его современников, он нашел, что имеет место уменьшение периода обращения Луны вокруг Земли. Уменьшение периода обращения Луны, т. е. увеличение средней скорости ее движения по орбите, численно характеризуется наличием касательного ускорения. Влияние касательного ускорения при движении Луны на положение ее на орбите растет пропорционально квадрату времени, и, таким образом, его можно сравнительно легко обнаружить по истечении больших промежутков времени. [c.109]

Величина соответствующего коэс ициента векового ускорения долготы Луны определялась из астрономических наблюдений в 10—12 секунд дуги. Частично, как показал Лаплас, величина ускорения может быть объяснена уменьшением эксцентриситета земной орбиты. Вторая часть векового ускорения, по-видимому, зависит от изменения массы Земли и Луны вследствие падения на них метеоров и метеоритов. Вычисления показывают, что согласие наблюдений и вычислений получается хорошим, если допустить, что радиус Земли возрастает от масс падающих метеоров и метеоритов в среднем на полмиллиметра в столетие . [c.109]

Механика тел переменной массы имеет большое значение для правильного описания движения планет, и особенно Луны. Вопрос о более точном (по сравнению с решением Л. Эйлера) изучении движения Луны был поставлен в астрономической литературе в 1866 г. , когда возникла необходимость объяснить расхождение данных наблюдений и вычислений векового ускорения долготы Луны. Вековое ускорение долготы Луны, представляющее характерную особенность ее видимого движения, было открыто в конце XVII в. Эдмундом Галлеем (Англия). Сравнивая собственные наблюдения Луны и наблюдения своих современников с более ранними, Галлей обнаружил уменьшение периода [c.6]

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]

Секунды могли воспроизводить главным образом специальные часы (астрономические, хронометры и пр.). Астрономические часы обычно ввозили из-за границы. Еще в 1726 г. А. И. Чириков использовал астрономические часы для точного определения долготы Илимска, выразив ее даже в секундах Сыскан по Илимскому меридиану час, бывший при начале затмения Луны — 11ч 31 м 1 сек пополудни, а по санктпетербургскому меридиану начало сего затмения (как являет календарь) — 7 4 3 мин 13 сек пополудни [182, с. 78]. [c.153]

Академии наук и затем Пулковской обсерватории, опиравшейся в своих данных на наблюдения специально выделенных часовых звезд . В Положении 1899 г. было указано, что счет времени в Петербурге определяется по данным Пулковской обсерватории, в прочих местах — в зависимости от географической долготы. В Главной палате, первоначально получавшей точное время из Пулковской обсерватории, была оборудована в 1902 г. собственная астрономическая обсерватория для хранения точного времени и точного определения моментов времени, для чего использовали пассажный инструмент Бамберга с регистрирующим микрометром, смонтированный на каменном столбе в башне с меридиальной щелью, а также четверо астрономических часов Риффлера (для солнечного и звездного времени) и большой автоматический хронограф Хиппа. [c.194]

НЫХ И относительных определений, основы которой были заложены в 1806—1815 гг. астрономом В. К- Вишневским (будушлм академиком), определившим за это время географические координаты 223 пунктов Европейской России. Его долготные определения для огромного большинства пунктов опирались на сетку из 17 основных пунктов, долготы которых были определены астрономически (на основе довольно редко случающихся явлений вроде затмений спутников Юпитера), а долготы прочих пунктов были найдены с помощью этих данных более простым и быстрым способом — путем перевозки хронометров. Эта методика получила дальнейшее развитие в Пулковской обсерватории и у русских геодезистов, а самый принцип совмещения абсолютных и относительных определений — также при измерениях других величин. Он способствовал увязке и взаимной проверке результатов и тем самым точности и единству определений. [c.225]

Определение долготы сводится к сравнению местного времени в двух пунктах в один и тот же физич. момент. Раньше это делалось посредством перевозки хронометров. Затем передача и сравнение времени производились по телеграфу. В настоящее время этот вопрос получил полное решение благодаря радиотелеграфу. Ряд мощных радиостанций (Регби, Париж, Бордо, Лион, Науен, Детское Село, Москва-Октябрьская и др.) ежесуточно в определенные часы передают сигналы времени, даваемые часами одной из больших обсерваторий, причем поправка этих часов с точностью до 0,01" публикуется по ее определению из астрономических наблюдений. Прием этих сигналов на хронометр тоже производится с точностью не ниже 0,01". Если хронометр выверен по местному времени, то получается непосредственно долгота. Определение долготы можно еще производить по наблюдениям явлений, гриничское время которых м. б. вычислено сюда относятся затмения спутников Юпитера, лунные и солнечные затг мения, покрытия звезд Луною и определение координат Луны. Затмения Луны и спутников Юпитера происходят слишком постепенно, чтобы можно было заметить точно определенный момент солнечные же затмения, пригодные для этой цели, бывают слишком редко. Покрытия звезд Луною наблюдаются чаще, но тоже связывают наблюдателя определенными моментами и требуют предварительного вычисления. Наблюдения Луны, а именно определение прохождения Луны через известный вертикал, измерение видимого углового расстояния Луны от звезд (при помощи секстанта), определение зенитного расстояния Луны могут производиться в любое время, если Луна видна над горизонтом. Однако обработка этих наблюдений довольно сложна, и получаемая долгота сильно зависит от неточно- [c.272]

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]

При выводе формул для возмущений обычно предполагают, что элементы орбит Луны и Солнца постоянны, за исключением долгот узла и перигея, которые рассматриваются как линейные функции времени. Такие предположения обоснованы в случае Солнца. Что касается Луны, то ее эксцентриситет изменяется от 0,045 до 0,065, а наклон к эклиптике — от 4°57 до 5°20, что вносит поправку в долготу Луны в десятых долях градуса. В связи с этим И. Козаи [4] предложил использовать комбинированный численно-аналитический метод для вычисления лунносолнечных возмущений. Короткопериодические возмущения учитываются аналитически, а для получения возмущений долгого периода численно интегрируются уравнения в вариациях для элементов орбиты спутника. При этом координаты Луны и Солнца берутся из Астрономического Ежегодника. [c.238]

За основную плоскость отсчета принята плоскость меридиана, проходящего через Гриничскую обсерваторию. Астрономические долготы отсчитываются к западу (положительные) и к востоку (отрицательные) от Гринича от 0° до 180° (или в часовой мере от 0 до 12 ). [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]

Определение положения нулевого меридиана селенографической системы координат на практике довольно затруднительно (его долгота от нисходящего узла лунного экватора на эклиптике равна ([ — fi) поэтому проще производить микрометрическую привязку к детали лунной поверхности с известными селенографическими координатами Хо, Ро- Таким репером на Луне выбран небольшой кратер Mosting А, положения которого в геоцентрической экваториальной системе координат а, публикуются в специальной эфемериде в Астрономическом Ежегоднике СССР эфемерида лунного кратера Mosting А вычисляется на основании постоянных Гайна [25] [c.74]

С эфемеридным меридианом связываются эфемеридная долгота I и эфемеридный часовой угол i. Поэтому все вычисления, связанные с астрономическими явлениями, зависящими от вращения Земли, выполняются в системе эфемеридного времени относительно эфемеридного меридиана, подобно тому как это имело место в случае системы всемирного времени относительно гриничского меридиана. [c.162]

В учебниках нередко отмечается, что перигелии всех планет обладают прямым движением, за исключением перигелия Венеры, который должен иметь обратное движение. Следует заметить, что это справедливо только в том случае, если использовать изложенные в 3 методы, которые дают только движение перигелия, относящееся к моменту оскуляции начальных элементов. Возвращаясь назад всего лишь на 1000 лет, мы бы, наоборот, нашли для движения перигелия орбиты Венеры положительные значения. В ближайшие 30 ООО лет перигелий этой орбиты будет иметь обратное движение (примерно на 60°), но затем долгота перигелия снова начнет возрастать, и наиболее вероятно, что перигелий Венеры также обладает положительным движением. Вековые возмущения больших планет находят важное приложение в так называемой астрономической теории ледниковых периодов. [c.312]

Для удаленных тел, таких, как звезды, размеры Земли пренебрежимо малы по сравнению с расстоянием от Земли. Поэтому наблюдения этих тел не зависят от положения наблюдателя на поверхности Земли. В случае наблюдения планет, Солнца, Луны пли космических аппаратов положение наблюдателя на поверхности Земли имеет большое значение. Направление, в котором наблюдатель видит такой объект, отличается от направления, в котором видел бы этот объект гипотетический наблюдатель, находящийся в центре Земли. В ежегоднике Астрономические эфемериды и других изданиях положения естественных небесных тел затабулированы по отношению к геоцентрической небесной сфере. Для перехода от геоцентрических координат к топоцентри-ческим необходимо вносить поправки в приводимые в справочниках значения широты и долготы объекта. Аналогичная процедура необходима и в случае вычисления положения искусственного спутника Земли. Более подробно процедура вычисления таких поправок будет обсуждаться в гл. 3. [c.37]

Значение эфемеридного времени в данный момент получается путем очень точных наблюдений скачкообразных вариаций долготы Солнца, Луны и плаиет, обусловленных соответствующими вариациями скорости вращения Земли. Клеменс оценил, что для определения эфемеридного времени с точностью до 10 необходимо проводить наблюдения Луиы в течение пяти лет. На практике для получения приблизительного значения эфемеридного времени можно пользоваться атомными часами, показания которых последовательно корректируются в результате проведения длинных серий астрономических наблюдений. При этом определяется величина АТ, представляющая собой разность [c.60]

В третьем часовом поясе 12 декабря около 6 ч вечера (поясного времени) наблюдалась звезда с прямым восхождением 6 11" 12. При этом. хронометр показал 21 ч 00 мни 04 с всемирного времени, а долгота наблюдателя равнялась 46 W. Найти часовой угол, с которым наблюдатель видел звезду, если 13 декабря гринвичское звездное время в О ч всемирного времени равнялось 5 ч 23 мин 07 с. Воспользоваться соотношеннем между звездным временем и средним солнечным временем, приведенным в разд. 2.11.2, нлн таблицами перехода в Астрономических эфемеридах . [c.62]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...