Солнце среднее экваториальное

Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями истинного среднего экваториального) Солнца на одном и том же меридиане называется истинными средними) сутками. [c.150]

Прямое восхождение среднего экваториального Солнца, отсчитываемое от средней точки весеннего равноденствия рассматриваемой даты t = to М, определяется формулой [c.158]

Притяжения Луны и Солнца на экваториальное вздутие Земли вызывают небольшие периодические колебания и медленное вековое изменение в положении плоскости экватора. Так как экватор и эклиптика пересекаются в точках равноденствии, то весеннее равноденствие подвергается небольшим периодическим колебаниям (нутация) и медленно передвигается вдоль эклиптики (прецессия). Очевидно, все наблюдения необходимо иметь отнесенными к одной и той же системе координат, и поэтому принято брать среднее равноденствие и положение экватора для начала того года, когда произведены наблюдения. [c.177]

В момент, когда среднее эклиптическое солнце, двигаясь в плоскости эклиптики, достигает точки весеннего равноденствия Т, начинает движение второе фиктивное тело, называемое средним экваториальным солнцем. Оно движется вдоль экватора со скоростью, равной среднему движению Солнца, и возвращается в точку Т одновременно со средним эклиптическим солнцем. [c.57]

Поскольку прямое восхождение среднего экваториального солнца увеличивается с постоянной скоростью примерно на 1" в сутки, а его часовой угол за одни сидерические сутки увеличивается на 24 , то время между последовательными прохождениями среднего экваториального солнца через меридиан наблюдателя является величиной постоянной. Этот интервал называется средними солнечными сутками. [c.57]

Местное среднее солнечное время Гринвичского меридиана, определяемое по так называемому среднему экваториальному солнцу, называется всемирным или гринвичским временем-. [c.23]

При точном расчете планетных орбит используется значение постоянной тяготения, вычисленное Гауссом. Это значение определяется на основе третьего закона Кеплера по данным, характеризуюш,им орбитальное движение Земли, т. е. по сидерическому периоду орбиты, выраженному в средних солнечных сутках, причем за единицу массы принимается масса Солнца, а масса Земли выражается в долях массы Солнца среднее расстояние Земли от Солнца принимается за астрономическую единицу длины. По этим данным Гаусс определил постоянную тяготения с точностью до восьми-девяти значащих десятичных цифр. Эта постоянная известна, по-видимому, с наиболее высокой точностью из всех прочих физических постоянных. Однако если постоянную тяготения С выражать в системе Сили иной другой системе единиц, принятой в лабораторных расчетах, то количество верных значащих цифр будет равно всего лишь трем. Из этого можно сделать два важных вывода. Первый заключается в том, что при расчете гелиоцентрических орбит нельзя пользоваться лабораторным значением постоянной О. Во-вторых, при расчетах нельзя в качестве меры расстояния использовать сантиметры или связанные с ними единицы длины. Даже если взять точное значение гауссовой постоянной и преобразовать единицу длины из астрономических единиц в сантиметры, то точность сразу снизится до трех-четырех значащих цифр. Это объясняется той неточностью, с которой известна величина солнечного параллакса, представляющего собой отношение экваториального радиуса Земли к астрономической единице. [c.81]

Выберем систему координат, начало которой расположено в центре Земли, основная плоскость является экваториальной и осп ориентированы по среднему Солнцу (рис. 2.2.3). [c.306]

Сложное перемещение полюсов мира Ядг и Рв по небесной сфере, обусловленное притяжением экваториального избытка массы Земли со стороны Луны и Солнца, состоит из равномерного движения среднего полюса Рт по малому кругу радиуса е = 23° 27 с центром в полюсе эклиптики П и колебательного движения истинного полюса относительно среднего Рт [c.85]

Горизонтальный экваториальный параллакс л небесного объекта на геоцентрическом расстоянии А можно выразить через средний горизонтальный экваториальный параллакс Солнца П э соотношением [c.128]

Здесь L — средняя долгота Луны, l — угловое расстояние средней Луны от среднего перигея, D — расстояние средней Луны от среднего Солнца и — расстояние среднего Солнца от точки перигея видимой орбиты Солнца вокруг Земли. Разложения для широты Луны и ее параллакса (угла с вершиной в центре Луны, стягиваемого экваториальным радиусом Земли) по существу аналогичны. [c.283]

Знание характера изменения экваториальных координат Солнца позволяет производить приближенный расчет прямого восхождения и склонения Солнца. Для вьшолнения такого расчета берут ближайшую дату с известными экваториальными координатами Солнца. Затем учитывают, что прямое восхождение Солнца за сутки изменяется в среднем на 1°, а склонение Солнца в течение месяца до и после прохождения точек равноденствия изменяется на 0,4° в сутки в течение месяца перед солнцестояниями и после них — на 0,1° в сутки, а в течение промежуточных месяцев между указанными — на 0,3°. [c.20]

Определение экваториальных координат Луны для заданного момента с помощью ААЕ. При изучении навигационных светил указывалось, что Луна является ближайшим к Земле небесным телом. Она довольно быстро движется по своей орбите, вследствие чего ее экваториальные координаты изменяются гораздо быстрее, чем других небесных светил. Если прямое восхождение Солнца за сутки изменяется в среднем на 1°, а склонение не более 0,4°, то для Луны эти изменения соответственно равны 13,2° и 4°. [c.70]

Течение звездного времени определяется суточным движением по небесной сфере звезд или точки весеннего равноденствия за точку, определяющую своим суточным движением по небесной сфере истинное солнечное время, принимают центр видимого диска Солнца. Однако на практике применение истинного солнечного времени затруднено тем, что изменения часового угла центра истинного Солнца непропорциональны углам поворота Земли вокруг оси, так как Солнце движется не по экватору, а по эклиптике, и притом неравномерно. Поэтому вводят среднее экваториальное Солнце — фиктивную точку, равномерно цвижущуюся по экватору таким образом, чтобы в каждый момент времени / ее прямое восхождение А было равно средней долготе Солнца L, т. е. чтобы было Л = о + п (/ — /о). где о — средняя долгота Солнца в начальную эпоху <о- [c.149]

Среднее солнечное время (пг) — часовой угол центра среднего экваториального Солнца относительно местного меридиана с долготой I от Гринича, измененный на 124 .Разность E — V — т называется уравнением времени и выражается приближенным равенством [c.155]

Так как прямоугольные координаты Солнца Xq, Yq, Zq относятся обычно к системе отсчета, связанной со средним равноденствием и экватором стандартной эпохи 1950,0, то прямоугольные экваториальные координаты места наблюдения Хо, i/o, zq необходимо привести к той же системе отсчета поворотом системы координат XYZ вокруг оси Z на угол 6 — s (ось СХ проходит через точку весны Т 1950,0) и учетом прецессии в сферических координатах ф, s от эпохи 1950,0 до момента наблюдения t. Для этого можно применить следующие приближенные формулы [c.130]

Напомним, что ось вращения Земли наклонена приблизительно под углом 66°30 к плоскости ее орбиты вокруг солнца (плоскости эклиптики). Поэтому средняя годовая интенсивность солнечной радиации и соответственно интенсивность излучения земной поверхности и температура атмосферы будут выше в экваториальной, чем в полярных областях. Чтобы объяснить картину циркуляции, которая возникает в результате такой разницы в температуре, Хамфри [1.1] предложил следующий идеальный эксперимент (рис. 1.1). [c.9]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...