Полярное расстояние

LN измеряют в масштабе длин, полярное расстояние б — в масштабе сил. [c.54]

Если в сферических координатах ijj обозначает долготу, а ф — полярное расстояние, то направления гр, и ф, ф+йф опреде- [c.158]

Положение точки Р на такой поверхности можно характеризовать двумя координатными углами, аналогичными полярному расстоянию и долготе на Земле, или зенитному расстоянию и азимуту на небесной сфере в месте наблюдения. [c.273]

Точка S представляет околополярную звезду, Fj и положения зенита наблюдателя в ближайшем расстоянии зенита от 5 и наиболее удаленном. Среднее двух зенитных расстояний и принимается обыкновенно за полярное расстояние местности, хотя в действительности оно дает расстояние зенита от неизменяемой линии 0Z. Так как эта прямая описывает в теле Земли конус вокруг ее оси симметрии с указанным периодом, то несовпадение осей вращения и симметрии влечет за собою периодическое изменение широты, наблюдаемой на поверхности Земли. [c.115]

Прямой) Rij—радиус первой базы-окружности (или полярное расстояние прямой) 1,2, 2,2 — аналогичные величины, характеризующие положение второй базы ф — полярный угол объекта-прямой Пз — номер базы, указанный в S-й зоне [c.208]

L/a и будем понимать под координатой х относительное полярное расстояние произвольной точки сечения. [c.219]

Покажем, как может быть получено пробное решение. Разделим весь интервал (т. е. интервал от О до 1) на некоторое число равных частей bz, и в качестве поперечной нагрузки на какой-нибудь из его частей возьмем величину Xj/Sz. В этой величине bz известно, а X полагается равным выбранному значению. Соответствующее полярное расстояние должно представлять собой силу величины F z), известную в каждом сечении. Поступая, как было указано выше, мы можем заставить веревочную кривую пересечь ось раньше или позже, в зависимости от того, увеличим мы или уменьшим принятое значение X. Для того чтобы зафиксировать X при помощи известного значения у на конце, мы можем вычертить кривую ошибок . Ясно, что будет сэкономлено много труда, если при первом пробном решении будет взято достаточно правильное значение X. Например, можно вычислить среднее значение В (при этом следует обратить внимание [c.267]

В этой системе координат угол измеряется дугою большого круга и называется полярным расстоянием светила, которое считается от северного полюса мира от О до 180°. о [c.100]

Полярные расстояния звезд, если пока пренебрегать вышеупомянутым движением полюса мира, остаются постоянными часовые же углы всех звезд изменяются с течением времени равномерно и вполне одинаково. [c.100]

Вместо полярного расстояния светил, по большей части дается их дополнение до 90°, т. е. дуга 5, именуемая склонением светила считаемым от экватора от О до 90°, со знаком плюс для светил, лежаш их в северном полушарии, и со знаком минус — в южном. [c.101]

Полярное расстояние и часовой угол. [c.103]

Вместо зенитного расстояния часто задают его дополнение — высоту светила над горизонтом, вместо полярного расстояния — склонение. [c.103]

Полярное расстояние или склонение и прямое восхождение. [c.103]

Соотношения между координатами светила. По непосредственным наблюдениям на постоянных обсерваториях легко определяется прямое восхождение светила и его полярное расстояние или склонение для этого служат пассажный инструмент с меридианным кругом и идущие по звездному времени астрономические часы. [c.104]

Если полярное расстояние светила меньше широты места, то такое светило все время находится над горизонтом и, значит, может быть наблюдаемо при обоих своих прохождениях через меридиан, или, как говорят, [c.104]

Д = 90 — 8 — полярное расстояние Полярной [c.602]

Полярное расстояние 26 Постоянная аберрации 98 --суточной 116, 179 [c.857]

Предположим, что сфера испытывает небольшую деформацию, при которой смещения, направленные по нормали, таковы, что радиусы сферы обращаются в 04-ftP ( os 9), где Ь есть малая величина, Р, означает л-й полином Лежандра, а 9 есть полярное расстояние. При помощи формул настоящего параграфа и 324 можно показать, что с точностью до членов первого порядка относительно Ь сумма и произведение главных кривизн искаженной поверхности будут [c.550]

Рис. 299. Вершинами астрономического треугольника являются полюс небесной сферы, зенит (проекция положения наблюдателя на небесную сферу) и светило. Одна сторона его равна зенитному расстоянию (90° минус высота звезды) другая сторона равна полярному расстоянию (90° минус склонение), а третья равна 90° (угловое расстояние от экватора до полюса) минус земная широта наблюдателя. Интересующими вас углами будут угол при зените, другими словами, азимут, и угол при полюсе, равный часовому углу (угловому расстоянию в часах между небесным меридианом светила и меридианом наблюдателя).

С вашего фактического места вы можете определить две стороны треугольника — зенитное расстояние и полярное расстояние. Первую получают, измеряя высоту звезды секстантом и вычитая эту высоту из 90°. Вторую получают, найдя склонение звезды по Астрономическому календарю и вычитая его из 90°. Вы не можете получить третью сторону треуголь- [c.333]

Теперь посмотрим, что случится, если вы выберете на карте какую-нибудь условную точку Вы можете получить сторону треугольника, равную 90° минус широта , так как вы знаете широту условного места. Полярное расстояние вы уже знаете из Астрономического календаря . Вы можете получить часовой угол, так как теперь вы знаете долготу выб- [c.334]

О до 90°. Положительное склонение отсчитывается в направлении к Северному полюсу мира, а отрицательное — к Южному. Склонение Солнца, Луны и планет дано в Авиационном астрономическом ежегоднике (ААЕ) для каждого часа гринвичского времени (приложение 5), а навигационных звезд — в таблице экваториальных координат звезд на начало каждого года (приложение 2) ввиду изменения его за год всего на 1—2. Иногда вместо склонения светила пользуются другой координатой — полярным расстоянием. [c.11]

Полярным расстоянием Р называется угол в плоскости круга склонения, заключенный между осью мира и направлением на светило из центра небесной сферы. Полярное расстояние отсчитывается от Северного полюса мира к Южному от О до 180°. Мел<ду полярным расстоянием и склонением светила имеется следующая зависимость [c.11]

Если в сферических координатах обозначаег долготу, а ф — полярное расстояние, то направления , dW и ф, ф + йф определяют бесконечно малый угол dQ, который на сфере радиуса г вырезает сферический четырехугольник df (рис. 5-8). Соответственно стороны этого чегырехугольника равны rd(f> и pdW=r sinф Следовательно, телесный угол равен [c.170]

Иногда (например, при расчете плоских размерных цепей) в ТКС-2 полезно зафиксировать информацию об ориентированных прямых, являющихся промежуточными размерными базами. В этом случае в 1-й и 2-й строках ТКС-2 записываются синус и косинус полярного уг ла прямой, в 3-й строке — полярное расстояние р, причем р считается положительным (отрицательным), если начало координат расположено слева (справа) от ориентированной прямой. Информация об ориентированных прямых всегда записывается в последний подмас-сив ТКС-2. [c.207]

Выражение закона Ламберта формулами (2-13) или (2-15) не является окончательным, так как эти формулы еще не устанавливают связи между В и Е. Для установ-ленйя связи между величинами Во и Ео черного тела проинтегрируем выражение (2-13) по всем направлениям в пределах полусферы. Выберем систему сферических координат (рис. 2-7), где а означает полярное расстояние (угол с нормалью), а 0 —долготу. Выразим в этих координатах величину бесконечно малого телесного угла dQ. [c.24]

N можно выбрать так, чтобы эпюра имела удобные размеры. Этим мы зафиксируе.м Н. Теперь мы будем знать горизонтальную силу сжатия (или растяжения), изображаемую полярным расстоянием Oh многоугольника сил (см. рис. 57). Мы можем приступить к построению, если заменим поперечную нагрузку конечным числом сосредоточенных сил, каждая из которых представляет (по величине и линии действия) результирующую сил, действующих на элемент длины пролета. Масштаб диаграммы сил произволен его обычно выбирают так, чтобы получить удобный по размерам силовой многоугольник, [c.231]

Построим многоугольник фиктивных сил (для каждого участка длины) так, чтобы полярное расстояние представляло силу В, а вертикальный отрезок длины изображал (в том же масштабе) силу Ру8х, являющуюся результирующей силой на соответствующем элементе длины 8дг. Тогда соответствующий веревочный многоугольник будет довольно близким к кривой прогиба, наблюдаемой при принятой величине Р. Условию (у = 0) шарнирного закрепления на конце (с него мы начинали) мы можем удовлетворить. [c.266]

В первой из этих систем за основную ось принимается ось мира рг (фиг. 10), и значит, координата будет попрежнему полярное расстояние, за основную плоскость принимается большой круг, проходящий череа полюс р и точку весеннего равноденствия V, причем угол (о, именуемый в этом случае прямым восхождением считается в сторону видимого годовога движения Солнца от О до 360°. [c.102]

Разде- литель- ный СВ-08А 3 АН-348А или ОСЦ-45 Двухдуговая сварка постоянным током обратной полярности. Расстояние между электродами 60—65 мм. Второй электрод наклонен к горизонтали под углом 50-60° 300-350 24-28 30 [c.285]

Пользуясь небесным экватором и небесными полюсалш как ориентирами, вы можете определять полярное расстояние звезды, т. е. ее угловое расстояние от полюса, и ее склонение, т. е. угловое расстояние от небесного экватора. Так как положение полюсов и небесного экватора вполне определенно и не изменяется с изменением положения наблюдателя, как полярное расстояние, так и склонение светила в любое время могут быть опре, делены заранее. Вы найдете склонение солнца, луны, звезд и планет для любого месяца и часа в Астрономическом календаре . Так как склонение плюс полярное расстояние равно 90°, полярное расстояние мы получаем, вычитая склонение из 90°. Как вы увидите из рисунка, склонение на небесной сфере соответствует широте на поверхности земли. [c.328]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...