Точка весеннего равноденствия для планеты

Положение точки на планетоцентрической небесной сфере в такой системе координат определяется планетоцентрической широтой Ь, отсчитываемой от плоскости орбиты по планетоцентрическому кругу широт (большой круг планетоцентрической небесной сферы, проходящий через полюс гелиоцентрической орбиты планеты Ппл и данную точку), и планетоцентрической долготой I, измеряемой дугой орбиты планеты между точкой весеннего равноденствия планеты Тпл и кругом широт данной точки. [c.59]

Элементы эллиптического движения. Эллиптическое движение планеты определяется в пространстве шестью постоянными. Проведем через центр 5 Солнца (рис. 152) три оси Sy, с неизменными направлениями. В настоящее время обычно принимают за плоскость ху плоскость эклиптики на 1 января 1850 г., за положительные оси 5л и —прямые, направленные в точку весеннего равноденствия и в точку летнего солнцестояния той же эпохи, и за положительную ось Sz направление на северный полюс эклиптики. [c.363]

Будем рассматривать движение спутника планеты в следующей системе отсчета за основную плоскость Аху примем плоскость экватора направление оси Ах сохраним неизменным в пространстве (в частности, в случае Земли ось Ах направим в точку весеннего равноденствия) ось [c.278]

В первой планетоцентрической экваториальной системе координат за основную плоскость принимается плоскость экватора планеты, за основную точку отсчета — нисходящий узел ]Спл гелиоцентрической орбиты планеты на ее экваторе, т. е. точка весеннего равноденствия для планеты. [c.58]

Вторая планетоцентрическая система координат использует в качестве основной плоскости и основной точки отсчета соответственно плоскость гелиоцентрической орбиты планеты и точку весеннего равноденствия Тпл- Эта система является аналогом геоцентрической эклиптической системы координат. [c.59]

Вычисление планетоцентрических координат Земли, отнесенных к плоскости экватора и точке весеннего равноденствия Тпл планеты, выполняется при помощи следующих трех групп формул (рис. 29) [c.60]

В случае движения планет за основную плоскость чаще всего принимают плоскость эклиптики, а за основную точку — точку весеннего равноденствия. В теории движения ИСЗ в качестве основной плоскости обычно берут плоскость экватора, а за основную точку — точку весеннего равноденствия. В первом случае элементы орбиты называются эклиптическими, во втором — экваториальными. [c.219]

Орбиту Земли, лежащую между орбитами Венеры и Марса, можно с высокой степенью приближения представить как эллипс с малым эксцентриситетом. Элементы этой орбиты претерпевают изменения, природа которых описана в гл. 6 эти изменения могут быть измерены по отношению к некоторым фиксированным в пространстве плоскости отсчета и направлению, например по отношению к эклиптике и точке весеннего равноденствия для выбранной эпохи. Указанные изменения вызываются притяжением планет кроме того, на земную орбиту воздействует и Луна вследствие ее близости. Мы уже видели, что именно центр масс системы Земля—Луна обращается по возмущенному эллипсу вокруг Солнца, в то время как Земля и Луна обращаются вокруг этого центра. Поскольку масса Луны составляет лишь 1/81 массы Земли, а геоцентрическое расстояние Луиы равно примерно 60 радиусам Земли, центр масс системы лежит на расстоянии около 1600 км под земной поверхностью. [c.302]

Метод навигации, описанный в предыдущем разделе, опирается на измерения трех углов в эклиптической системе координат двух относительно Солнца и третьего относительно планеты. Можно подумать, что при использовании звезд, которые определяют плоскость эклиптики и направление прямой, лежащей в этой плоскости (не обязательно направление на точку весеннего равноденствия), для измерения требуемых углов возможно применить инструмент, аналогичный секстанту. Однако здесь возникает серьезное затруднение с конструкцией инструмента, который обеспечивал бы требуемую точность при достаточно малой массе. Точность 1" была бы труднодостижима . между тем именно такая точность необходима при измерении расстояний порядка нескольких тысяч километров. [c.442]

В теории планет, например, за основную плоскость часто принимается плоскость эклиптики, точка А отождествляется с точкой весеннего равноденствия Т. а в качестве точки Z принимается северный полюс эклиптики. Так как радиус-вектор планеты переходит из южного полушария в северное через N в направлении NAQ, то точка N называется восходящим узлом (обычно просто узлом), а дуга XN (или XN) — долготой узла. [c.24]

Итак, поместим начало координат О в центр Солнца, за основную плоскость ху примем мгновенную плоскость орбиты Земли для нормальной эпохи 1950.0, ось х направим в точку весеннего равноденствия для той же эпохи, ось Z направим в северный полюс эклиптики, ось у составляет правую систему с осями х и z. Введем в рассмотрение цилиндрическую систему координат. Через г и р обозначим соответственно радиус-вектор планеты Р и его проекцию на плоскость ху, через w обозначим долготу планет Р, отсчитываемую в плоскости ху от оси х. Можем теперь написать [c.41]

Нам остается определить положение в пространстве плоскости оскулирующей орбиты. Относительно основной неподвижной плоскости, за которую приняли мгновенную плоскость орбиты Земли для нормальной эпохи 70 = 1950.0, положение оскулирующей орбиты планеты Р можно определить двумя углами i и 2. Угол / определяет наклон орбиты к плоскости эклиптики, а угол 2 определяет долготу восходящего узла орбиты относительно точки весеннего равноденствия нормальной эпохи Го = 1950.0. Возмущения элементов / и 2 определяются известными уравнениями Лагранжа (см. приложение 1) [c.51]

Обычно в качестве опорного направления в космическом пространстве служит направление линии Солнце — Земля в день 21 марта, т. е. линия весеннего равноденствия. Эта линия направлена в некоторую точку созвездия Овна, обозначаемую символом Y (рис. 6.5). Направление движения или обращения небесных тел обычно определяется с точки зрения наблюдателя, смотрящего со стороны северного полюса небесной сферы, который представляет собой проекцию на небесную сферу северного полюса Земли, При наблюдении из этой точки все планеты и большая часть их спутников, а также и других тел солнечной системы будут казаться движущимися против часовой стрелки (т. е. по так называемым прямым орбитам). Если же при наблюдении из северного полюса тело движется по часовой стрелке, его орбита называется обратной. Наклон орбит i измеряется относительно плоскости эклиптики, и угол наклона представляет собой угол между этой плоскостью и положительным направлением движения тела по орбите в точке, где оно пересекает плоскость эклиптики, переходя из южной полусферы в северную (т. е. в вое- [c.158]

Движение планеты в сферических координатах по Якоби ( Vorlesungen , лекция 24). Примем за плоскость ху плоскость эклиптики, за ось X — прямую, соединяющую Солнце с точкой весеннего равноденствия, и определим положение планеты ее сферическими координатами г, <р, ф, где ф — долгота планеты, а — ее широта (рис. 177а). Оси ориентированы, как [c.490]

Если за itno Ko Tb ху принять плоскость эклиптики, которую мы предполагаем неподвижной, и допустить, что ось X направлена к точке весеннего равноденствия, то угол 9 представит собою то, что называют долготой планеты, угол h будет долготой узла и угол —широтой, отсюда ясно, что угол I -fA , проекцией которого на эклиптику является f — h, представляет собою долготу в орбите, отсчитанную от линии узлов, или же так называемый аргумент широты, уравнение (п. 7) [c.35]

В эллиптическом случае, которым мы здесь ограничимся, форма и размеры орбиты некоторой точки Р определяются постоянными а и е (большая полуось и эксцентриситет). Что же касается положения, занимаемого орбитой в пространстве, то небходимо прежде всего отметить, что начало осей выбирается во всех случаях, как это подсказывается самой задачей, в центре силы (в центре Солнца, если речь идет о движении планет), где орбита будет иметь свой фокус. Плоскость ху можно задать произвольно, но в случае планет теперь уже стало общепринятым принимать ее совпадающей с плоскостью эклиптики на 1 января 1850. Оси х, у принимают направленными к точке весеннего равноденствия и к точке лет него солнцестояния в это время, а ось 2 — направленной к северному полюсу эклиптики в силу этого система осей будет правой. По отношению к этой системе осей (или какой-нибудь другой, заданной как угодно) остается еще определить положение плоскости [c.205]

Перигелий Меркурия. Меркурий — ближайшая к Солнцу планета. Орбитальное движение планеты можно рассматривать как кеплеров-ское эллиптическое движение. Под влиянием других планет элементы орбиты (ориентация орбитальной плоскости, направление главных осей эллипса, их эксцентриситет и т. д.) подвержены изменениям. Точка орбиты, ближайшая к Солнцу,— перигелий — обнаруживает небольшое движение вокруг Солнца. Смещение перигелия Меркурия происходят под влиянием многих причин. Многочисленные исследования У. Ж.-Ж. Леверрье позволили установить не совсем полное совпадение между теоретическими вычислениями на основе ньютоновской механики и наблюдаемыми положениями планеты. Согласно теории, долгота перигелия (т. е. угол между направлением к точке весеннего равноденствия и к перигелию) Меркурия должна возрастать за 100 лет на 527", но с большой точностью выполненные наблюдения дали 565". Согласно теории тяготения Эйнштейна, перигелий продвигается при каждом обороте на величину [c.372]

Земли к ее Северному полюсу, а ось Ахэ — в так называемую точку весеннего равноденствия ось Ауэ выберем так, чтобы система АХэУэ2э была правоориентированной. Такая система Ах Уэ э называется экваториальной геоцентрической системой отсчета. Аналогично можно определить для Луны (для любой планеты или для любой звезды) экваториальную селеноцентрическую (соответственно планетоцентрическую или астроцен-трическую) систему отсчета. [c.143]

П.В астрономии. Притяжения Луны, Солнца и планет на Землю вызывают движение земной оси в пространстве, к-рое разлагается на две составляющие прогрессивное. движение по конусу с углом между образующей и осью конуса, равным наклонности эклиптики к экватору, и периодом ок. 26 ООО лет, называемое П.,имелкое периодич. колебание, называемое нутацией (см.). П. состоит в движении точки весеннего равноденствия навстречу годичному движению Солнца, что укорачивает длину тропическ. года по сравнению со звездным годом. Ско- Рость р движения точки весеннего равноденствия в год называется постоянной П. П. влияет на координаты светил, меняя их долготу на величину р, оставляя неизменной широту. Влияние П. на прямое восхождение а и склоненже a более сложно и обычно учитывается при помощи разложения в ряд [c.330]

N = npAi — угловое расстояние от точки весеннего равноденствия до восходящего узла орбиты планеты на экваторе Земли, / — наклон орбиты планеты к экватору Земли, ш — угловое расстояние между восходящими узлами орбиты планеты на экваторе Земли и на эклиптике, [c.61]

Еели V означает часовой угол точки весеннего равноденствия Тпл планеты (нисходящего узла орбиты планеты на ее экваторе) отноеительно нулевого меридиана планетографической системы, то планетоцентрический часовой угол Земли отноеительно этого же меридиана равен V —Л . При наблюдениях с Земли планетоцентричеекое звездное время на нулевом меридиане V следует уменьшить на величину поворота планеты за аберрационное время ТаР, т. е. на [хтаР, где [г есть средняя суточная скорость осевого вращения планеты, [г = 3607 , Р — период осевого вращения, определяемый из наблюдений. Тогда долгота центрального меридиана планеты 1р, т. е. планетографического меридиана, проходящего через центр Земли, определяется формулой [c.62]

Введем гелиоцентрическую систему координат 8хух, ось 8х которой направлена в точку весеннего равноденствия Т, ось расположена в плоскости эклиптики, а ось 8, направлена к северному полюсу эклиптики. Для большей общности получаемых результатов при рассмотрении гелиоцентрического участка будем полагать, что этот участок начинается не от Земли, а от планеты от- правления Ри и заканчивается у планеты дазначения Рг (рис. 7.22 . [c.290]

Средние элементы, положенные в основу теории движения больших планет Ньюкома, приведены в приложении 2 для момента Т, где Т—время, считаемое в юлианских столетиях по 36525 суток от начальной эпохи, за которую принят 1900 январь 0.12 часов эфемеридного времени. Средняя долгота планеты X, долгота перигелия г. и долгота восходящего узла Q считается от средней точки весеннего равноденствия текущего момента Т. Через п обозначено среднее суточное сидерическое движение, непосредственно получаемое из наблюдений, т. е. включающее влияние вековых возмущений средней долготы. Соответствующее значение большой полуоси, определяемое по третьему закону Кеплера, обозначено через a наконец, через а обозначена величина большой полуоси, уже освобожденная от влияния только что упомянутых вековых возмущений. [c.81]

Для определения системы координат достаточно указать ее начало, опОр-ное направление и основную плоскость, В механике космических полетов наиболее употребительны системы координат, начала которых располагаются в центре Земли геоцентрические), в-точке стояния наблюдателя (топоцентрические), в центре Солнца, Луны и планет (гелио-, селена- и планетоцентрические). В качестве опорного направления часто принимают направление на точку весеннего равноденствия Х1 на север илй юг меридиана наблюдателя, вдоль оси вращения Земли. За основную плоскость принимают плоскость экватора (экваториаль ме). эклиптики эклиптические , горизонта (горизонтальные системы координат). Если положение осей системы координат не зависит от емени, такую систему координат называют инерциальной или абсолютной. Если оси системы координат перемещаются (вращаются), такую систему называют относительной. Параметры движения, рассматриваемые в этих системах координат, называют соответственно абсолютными или относительными. [c.52]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...