Долгота эклиптическая

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]

Принципы отсчета галактической долготы I и галактической широты Ь те же, что и в эклиптической системе координат (рис. 6). [c.29]

Начало тропического года совпадает с моментом начала бесселева фиктивного) года, за который принимают момент времени, когда долгота среднего эклиптического Солнца ), уменьшенная на величину постоянной аберрации и отсчитываемая относительно средней точки весеннего равноденствия Тср, равна 280 . Бесселев год на О ,148 Т короче тропического года. Момент начала бесселева года обозначается номером соответствующего календарного года, сопровождаемым нулем десятых (например, 1950,0 в данном случае этот момент совпадает с датой 1950, янв. 0,9234). [c.151]

То есть средняя долгота Солнца. Средним эклиптическим Солнцем называется фиктивная точка, равномерно движущаяся по эклиптике со средней угловой скоростью истинного Солнца, [c.151]

Если X, р — истинные топоцентрические эклиптические координаты Луны, то топоцентрическая оптическая либрация по долготе Г и по широте Ь может быть вычислена по точным формулам [c.204]

Если взять геоцентрические эклиптические координаты Луны X, р, то формулы (1.4.10) дадут геоцентрическую оптическую либрацию по долготе / и по широте Ь. Приближенные формулы для оптической либрации Луны могут быть выведены из [c.204]

Для вычисления этих координат требуются также угловые элементы орбиты, например, Q (долгота узла), i (наклон), U) (угловое расстояние перигелия от узла). Предположим, что даны эклиптические элементы. [c.249]

Если движение данного небесного тела происходит по орбите, имеющей малый наклон к эклиптике, то при улучшении элементов эллиптической орбиты часто используют расхождения между наблюденными эклиптической долготой К и эклиптической широтой р. Величины ЛЯ = Х —XW и Лр = pW — где индексом (н) отмечены наблюденные значения координат и индексом (в)—вычисленные, выражают обычно через поправки к следующим элементам орбиты п (среднее угловое движение), е (средняя долгота в орбите в эпоху — см. ч IV, 3.03), п (долгота перигелия), Q (долгота узла), е (эксцентриситет), i (наклон орбиты). Вместо поправки к наклону i рассматривают при [c.281]

Переход от переменных и, s, z к. истинной эклиптической долготе V, эклиптической широте р и синусу горизонтального параллакса sin осуществляется с помощью формул [c.467]

Здесь L означает среднюю долготу и I — истинную долготу планеты в орбите, g — среднюю аномалию планеты, и — аргумент широты, р — эклиптическую широту, А — эклиптическую истинную долготу, 61 — периодические возмущения в долготе, бг — периодические возмущения в радиусе-векторе, а, е — большую полуось и эксцентриситет орбиты планеты, R — приведение к эклиптике. [c.489]

Долгота восходящего узла Q и наклонение i гелиоцентрического участка траектории КА полностью определяют положение плоскости перелета в эклиптической системе координат. [c.292]

Если мы обозначим через L эклиптическую долготу какого-либо тела, через Л —его широту, а через Л —его расстояние, то мы получим [c.171]

Так как геоцентрические координаты после определения р,, р р, все известны, то можно вычислить гелиоцентрические координаты. Предположим, что употребляются эклиптические координаты и что долготы и широты, так же как и расстояния, известны для /р и Наклонность меньше или больше 90° в зависимости от того, что больше или меньше, чем Тогда (рис. 37) из сферических треугольников ,Q 1, и сле- [c.213]

Положение объекта в такой системе определяется двумя вели- нами эклиптической долготой и эклиптической широтой, а рис. 2.5 дуга большого круга, проходящего через полюс [c.37]

ЭКЛИПТИКИ К И небесное тело X, пересекает эклиптику в точке О. При этом эклиптическая долгота % равняется углу между точками Т н О, измеряемому вдоль эклиптики в восточном направлении (т. е. в направлении увеличения прямого восхождения) от О до 360 или от О до 24 . Эклиптическая широта р измеряется в гра- [c.38]

Пример 2. Считая, что наклонение эклиптики равно , преобразуем эклиптические координаты (небесную долготу К и небесную широту Р) космического аппарата в геоцентрические экваториальные координаты (прямое восхождение а и склонение б). [c.46]

Для наблюдателя на широте 60° N построить небесную сферу и нанести иа чертеж горизонт, экватор, зенит, северный небесный полюс и меридиан наблюдателя. Считая, что местное звездное время равно 9 ч, нанести точку весны и эклиптику. В указанный момент времени искусственный спутник Эхо-Ь имеет высоту 45° и азимут 315° к востоку от точки севера. Нанести положение спутника на чертеж и оценить 1) его топоцентрическое прямое восхождение и склонение 2) его топоцентрическую эклиптическую долготу и широту. Нанести на чертеж положение Солнца 21 марта. [c.61]

Доказать, что если (Xj, р,), (Xj, Pj) и (Х3, Р.,) — значения гелиоцентрической эклиптической долготы и широты планеты в трех точках ее орбиты, то [c.62]

ООО лет. Эклиптика остается фиксированной, а направление в точку весеннего равноденствия поворачивается в плоскости эклиптики в обратном направлении (т. е. в направлении возрастания эклиптической долготы звезд) со скоростью приблизительно 50 в год. Это движение называется лунно-солнечной прецессией. Как показано на рис. 3.2, лунно-солнечная прецессия не [c.69]

В качестве иллюстрации рассмотрим планету, движущуюся по невозмущенной гелиоцентрической орбите. В прямоугольной эклиптической системе планета имеет координаты (х, у, г). Предположим, мы хотим получить уравнения движения планеты в форме Лагранжа, используя обобщенные координаты (г, Р, Я), где г — радиус-вектор планеты, р—эклиптическая широта, а Я—эклиптическая долгота. Тогда справедливы соотношения [c.214]

Другая тенденция состоит в значительном повышении точности наблюдений и изменении относительной важности измеряемых величин. До появления радиолокатора в теории движения Луны использовались главным образом эклиптические долгота и широта Луны, а расстояние (или связанное с ним значение синуса параллакса) применялось уже в третью очередь. Такой порядок, или приоритет, был продиктован тем, что астрономы располагали Только оптическими измерениями положений Луны на небесной сфере. Радиолокация, позволяющая непосредственно получить расстояние, повысила значение синуса параллакса. Установка на Луне лазерных уголковых отражателей окончательно закрепила первую роль в лунной теории за рядами для синуса параллакса. Кроме того, поскольку точность лазерных измерений расстояния Земля—Луна составляет 25 см, то и ряды в теории Луны должны обеспечивать такую же точность. Ряды для двух других [c.299]

Пусть М на рис. 17 изображает теперь планету Р, эклиптическая долгота которой X NX, широта 0 = ХМ, а X, и 0, — соответствующие величины, относящиеся к планете Я,. [c.139]

Пусть X, у, Z — прямоугольные координаты планеты Р с массой т относительно эклиптической системы координат с начале О в центре Солнца, причем массу Солнца обозначим через / о- Пусть на рис. 21 г — радиус-вектор ОР, X— эклиптическая долгота XR и 0 — соответствующая широта RQ. Тогда [c.192]

Пусть V а Ь означают эклиптическую долготу и широту. Тогда [c.340]

Разности прямых восхождений Аа и склонений Аб можно выразить через разности эклиптических долгот АЯ, и широт Ар дифференциальньсе эклиптцческие координаты) и, наоборот, [c.41]

Полные формулы для бУ, бр, б(з1пр1,) содержат 414, 117 и 67 членов соответственно. В этих формулах через Т(=к + 180°), У,, М, I обозначены средние эклиптические долготы Земли, Венеры, Марса и Юпитера соответственно. [c.478]

Изменение эклиптической долготы за счет прецессии составляет 50",2575i. +1",1U за юлианский год. Соответствующие [c.480]

Положения тел в солнечной системе обычно относятся к одной из двух систем координат к эклиптической или к экваториальной системе. Основная плоскость в эклиптической системе есть плоскость земной орбиты в экваториальной системе — это плоскость земного экватора. Нуль-пунктом основного круга обеих систем является точка весеннего рлвно-действия, т. е. точка, в которой эклиптика пересекает экватор с юга на север, и обозначается через Т- Полярные координаты в эклиптической системе называются долготой и широтой, а в экваториальной — прямым во хождением и склонением. Если начало находится в центре Солнца, то для обозначения координат употребляются латинские буквы, а если оно находится в центре Земли, то—греческие. Итак [c.168]

Величины а и р — это эклиптические долгота и широта (или прялюе восхождение и склонение) соответственно. [c.243]

Аналитические эфемериды Луны, полученные Депри, оказались значительно точнее, чем в теории Брауна (в части, касающейся основной проблемы в теории движения Луны). В табл. 9.6 (взятой нз работы Депри) сравнивается число тригонометрических аргументов в выражениях для эклиптической долготы, широты и синуса параллакса, учитываемых в теории Брауна, в эфемеридах Луны, уточненных Эккертом (ILE), и в полученных на машине аналитических эфемеридах Луны (ALE). [c.299]

Полезную систему координат для космической навигации образуют звезды. Поэтому в качестве системы координат выберем эклиптическую прямоугольную систему, оси которой направлены в точку весеннего равноденствия, в точку эклиптики, имеющую на ЭО" большую долготу, чем точка весны, и в северный полюс эклиптики. Обозначим эти координаты. V, у, г. Тогда гелиоцентрическая небесная долгота X, широта р и радиус-вектор г косми- [c.440]

Рассмотрим теперь связь между reojjeHtpnHe KHMn прямоугольными эклиптическими координатами t), С и эклиптическими сферическими координатами г, I, Ь (радиус-вектор, долгота, широта). Эти координаты связаны между собой следующими формулами [c.22]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...