Расстояние зенитное

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]

Здесь ( — зенитное расстояние Солнца, ср — азимут Солнца, Sjy — заданная постоянная. Тогда [c.268]

В случае Ри = Qu = получаем отсюда сферическое рассеяние (7 = 1), а в случае Рг/ = О, = 1 — рэлеевское рассеяние. Обозначим через О, О зенитные расстояния [c.322]

Небо во всех случаях считалось безоблачным и зенитное расстояние Солнца полагалось равным ( = 60°. [c.441]

Вместо углов в жф можно ввести координаты точек небесной сферы (зенитное расстояние и азимут), которые мы обозначаем через z и А, тогда [c.621]

С, — зенитное расстояние солнца [c.682]

Зенитное расстояние солнца ( = 45°. [c.692]

Зависимость мерцаний от диаметра телескопа. Величина флуктуаций светового потока, проходящего через телескоп, сильно зависит от диаметра телескопа и диафрагмы, зенитного расстояния источника света, его угловых размеров и метеорологических условий. Величину флуктуаций потока характеризуют индексом мерцаний [c.305]

Рассмотрим теперь определенное место поверхности Земли. Формула (32.10) показывает, что высота прилива зависит от зенитного расстояния Луны. Последнее меняется периодически в течение лунных суток (равных 24 часам 50 минутам), правда не точно периодически, ибо в силу того, что вращение Луны около Земли происходит не в плоскости экватора Земли, зенитное расстояние Луны будет изменяться периодически в течение лунного месяца (равного 29 суткам). Поэтому приливы, происходящие от Луны, тоже будут [c.530]

Вводятся два угла, характеризующие направления в атмосфере зенитное расстояние 9 — угол, отсчитываемый от направления возрастания глубины, и азимут ср по отношению к некоторому фиксированному направлению. Тогда единичный вектор, задаваемый этими углами, представляется такими координатами [c.32]

В этой системе угол Р называется зенитным расстоянием светила, угол 6) носит название азимут. [c.99]

Ясно, что вследствие видимого суточного движения небесной сферы как зенитное расстояние, так и азимут наблюдаемого светила с течением времени непрерывно изменяются, но не равномерно, ибо видимое вращение небесной сферы происходит не около отвесной линии Сз а около оси Ср [c.99]

Зенитное расстояние и азимут. [c.103]

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

Отсюда ясно, что, замечая по часам, идущим по звездному времени момент прохождения звезды через крест нитей, установленный в главном фокусе телескопа, и произведя отсчет по кругу, получим зенитное расстояние в момент прохождения (кульминации) звездное же время, т. е. показание часов непосредственно, как нетрудно видеть, дает прямое восхождение светила. По зенитному расстоянию з из соотношения [c.104]

Угол б определяет наклон оси Ог к вертикали (зенитное расстояние). Изменение этого наклона называют путавшей тела. Так как 6 изменяется попеременно от б до 62 и от 61 до Оо, то нутация представляет собой периодическое изменение. Разность б, — Оц есть амплитуда нутации. Продолжительность по-лупериода, соответствующая переходу от д до и или от 1 до о, измеряется определенным интегралом [c.120]

Земная атмосфера поглощает значит, долю энергии, приходящей от астрономич. объектов (см. Проарачность земной атмосферы). Поглощение при этом сильно за-внсит от зенитного расстояния объекта, высоты обсерваторпп над уровнем моря и состояния атмосферы. Чтобы не связывать понятие 3. в. с этими меняющимися параметрами условий наблюдения, измерения обычно исправляют за атм. экстинкцию. В этом случае Ев ф-ле (1) обозначает распределение энергии в спектре за пределами земной атмосферы, а соответствующие значения т наз, внеатмосфор-п ы м и 3. в. [c.64]

Горизонтальная система. Полюс — точка зенита, осн. круг — лпиия астр, горизонта, на к-рой фиксируется начало отсчёта (обычно точка юга i ). Координатами объекта в горизонтальной системе являются его высота h (или зенитное расстояние z = 9(f — А) и азимут А, отсчитываемый от точки юга вдоль горизонта. [c.460]

Р. к. ПОМИ.МО энергии частицы позволяет определить угол падения каскада. Рентг. плёнка покрыта о двух сторон слоями эмульсий, разделёнными расстоянием 200—250 мкм, поэтому угол падения можно определить по относит, смещению пятен в эмульсионных слоях. Возможно и использование двух раэл. плёнок, разделённых нек-рым промежутком с точным фиксированием их взаимного раслоложения. Точность пэмере-ния зенитного угла и азимутального ф- 15°. [c.381]

Теория, изложенная выше, позволяет получить не абсолютные величины, а лишь колебания температуры на различных глубинах в зависимости от изменений температуры на поверхности. Для нахождения абсолютных величин необходимо знать тепловой поток, поступаюший от Солнца, и тепловые потери с поверхности Земли нужно знать также, каким образом происходит поглощение тепла атмосферой. Последнее особенно трудно оценить из-за наличия в атмосфере водяных паров, которые играют доминирующую роль в этом процессе. Однако Бранту [21, 49] удалось получить кривые для безоблачных дней, хорошо согласующиеся с наблюдениями, предположив, что тепловые потери Земли вследствие излучения днем и ночью одинаковы. Следует указать, что количество тепла, получаемого от Солнца в дневное время, пропорционально косинусу зенитного расстояния Солнца. Средняя температура поверхности Земли определяется только солнечным излучением, причем в данном случае поток тепла, поступающий изнутри Земли (см. следующий параграф), можно считать пренебрежимо малым. [c.87]

Во всех четырех случаях взята одна и та же оптическая толш ина атмосферы = 0,3 И ОДНО И ТО же зенитное расстояние Солнца Q = 60°. [c.440]

Яркость неба возрастает с увеличением зенитного расстояния наблюдаемой точки небесного свода. Однако максимум яркости достигается не на горизонте, а несколько выгае. Это явление легко может быть истолковано физически, если рассмотрим структуру формулы (35). Множитель se в в правой части создает неограниченное возрастание яркости неба при тг/2 за счет увеличения оптической толгцины слоя, рассеиваюгцего свет в рассматриваемом направлении. Второй множитель стремится к нулю при тг/2 в связи с тем, что расстояние частицы с определенным значением (р х) (энергия, рассеиваемая в определенном направлении) увеличивается с увеличением в благодаря чему увеличивается ослабление энергии на пути от частицы к наблюдателю. В процессе совместного действия этих двух причин наступает момент, когда второй фактор преодолевает действие первого. [c.450]

В качестве примера приводим следую-гций случай определения дальности видимости наземного объекта сверху при различных углах зрения. Альбедо земной поверхности q = 0,8 (снег), альбедо наблюдаемого объекта qe = 0,78. Оптическая толгцина всей атмосферы и зенитное расстояние Солнца остаются прежними, т.е. = 0,3, С = 60°. Истинный контраст яр- [c.458]

Замечание. Метод численного решения интегрального уравнения теории эассеяния света в атмосфере был значительно усовершенствован после оформления первых глав настоягцего исследования. По этому новому методу в настоягцее время ведутся вычисления но более обширной программе (для различных значений зенитного расстояния Солнца и оптической толгцины атмосферы). [c.464]

Мы в дальнейгаем будем заниматься случаем, когда свет падает на верхнюю границу атмосферы в виде параллельного пучка, составляюгцего с вертикалью угол ( (зенитное расстояние Солнца). В этом случае, обозначая через тгЗ поток через единицу нлогцади, нормальной к пучку, мы вместо (6) будем иметь [c.506]

В рассматриваемой таблице, распадаюгцейся на пять отдельных таблиц, приведены результаты численного регаения основного интегрального уравнения (33) теории рассеяния света в атмосфере нри следуюгцих значениях параметров г (оптическая толгцина атмосферы) и (зенитное расстояние Солнца) [c.519]

В заключение рассмотрим задачу о распределении температуры в атмосфере по вертикали для двухслойной атмосферы в том случае, когда приток лучистой энергии к верхней границе атмосферы осугцествляется в виде параллельного пучка при заданном зенитном расстоянии Солнца. По сравнению с рассмотренными выгае задачами новая задача осложняется необходимостью учитывать различие между коротковолновой солнечной радиацией и длинноволновой радиацией Земли и атмосферы. Предполагая, что коэффициенты поглогцения ai i, и нижнего и верхнего слоя атмосферы удовлетворяют условию [c.590]

Интеграл, входящий в уравнение (1), также раснространен на поверхность сферы радиуса единица, но интегрирование происходит по элементам поверхности duj этой сферы, связанной с направлениями лучей г г есть направление прямых солнечных лучей, а — зенитное расстояние Солнца. Очевидно, для луча Г0 угол Oq = 7г — азимут же = тг, если условимся вообще азимуты лучей отсчитывать от вертикала Солнца S — постоянная, подобранная таким образом, чтобы произведение тгЗ было равно световой солнечной постоянной, г — оптическая толщина всей атмосферы, рассматриваемая как конечная величина. Очевидно, [c.606]

В качестве примера на применение изложенного вьше метода приводим вычисление яркости неба при следуюш,их значениях физических параметров зенитное расстояние Солнца С, = 60° альбедо земной поверхности = 0 оптическая толш,ина атмосферы = 0,3 [c.620]

Приведенные выгае материалы наблюдений были положены в основу примерного расчета притока тепла от Солнца для зенитного расстояния Солнца С, = 60° и для обгцего содержания водяного пара в атмосфере = 2 см. Значения всех прочих физических параметров задачи, а также упрогцаюгцие расчет допугцения были указаны выгае. [c.664]

Зависимость кривой в = /(г) от зенитного расстояния солнца показана на энс. 5 и 6. На первой из них рассматривается случай объектов малых разменов D = 100 м), на второй — случай объектов больгапх размеров D = 1000 м). Прочие параметры на обеих фигурах одинаковы (г = 0,3, q = 0,2 Q = 0,14). Значение порога контрастной чувствительности глаза в обоих случаях утраивалось по сравнению с данными П.П. Сытинской (п = 3). Что касается значений зенитного расстояния солнца, то на каждой фигуре приведено по три кривых для С = 45, 60, 76°. [c.701]

Па данной высоте предельный угол а вместе с ним и дальность видимости, уменьгаается с увеличением зенитного расстояния солнца [c.701]

Различие между больгаими и малыми объектами отражается на рис. 7 и 8 на форме кривых, которые имеют выпуклость, направленную вверх в случае малых объектов, и выпуклость, направленную вниз в случае больгаих объектов. Это эазличие, однако, может исчезнуть при других значениях зенитного расстояния солнца. [c.703]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...