Экватор астрономический

Сила имеет наибольшее значение на экваторе, где r=R, и составляет там около 0,34% от силы тяготения. Наибольшая разность показанных на рис. 250 углов (геоцентрическая широта) и ф (астрономическая широта) имеет место при /.=45° и равна приблизительно О,Г. [c.228]

Угол между линией отвеса и плоскостью земного экватора называется астрономической широтой местности. Ускорение g можно представить в виде [c.281]

Пусть в — астрономическая широта, а e — геоцентрическая широта. Спроектируем вектор g на направление оси вращения Земли и на плоскость экватора (рис. 3.14.1) [c.281]

На прилагаемой фиг. 32 ЛВ обозначает натяжение mg, ВС — истинный вес mg , а АС — результирующую тю г. Следовательно, если географическую широту места наблюдения, определяемую астрономическим путем, т. е. угол, образуемый линиею отвеса с плоскостью экватора, обозначить через 1, то мы будем иметь [c.94]

Сечение небесной сферы плоскостью, проходящей через центр Т перпендикулярно к оси мира Р Рв, определяет большой кругЛи /Г — небесный экватор. Плоскость, проведенная через ось мира P v s и вертикаль 1Ма, называется плоскостью небесного меридиана и в сечении с небесной сферой дает большой круг — небесный меридиан. Пересечение плоскостей небесного меридиана и астрономического горизонта определяет полуденную линию N8. Точкой севера N называется точка пересечения полуденной линии с небесной сферой, ближайшая к северному полюсу мира Р диаметрально противоположная точка 5 есть точка юга. Линия пересечения (линия узлов) плоскостей математического горизонта и небесного экватора пересекает небесную сферу в точке востока Е, расположенной слева для наблюдателя, обращенного лицом к точке юга 5, и в точке запада W. Точки М, 8, Е, W определяют главные стороны (румбы) горизонта. Сечение небесной сферы любой плоскостью, проходящей через отвесную линию, определяет большой круг — вертикал. Вертикал, проходящий через точки востока Е и запада и , называется первым вертикалом. [c.23]

Астрономические координаты. В системе астрономических координат, к которой относятся положения точек земной поверхности, полюсы Земли определяются как точки пересечения поверхности Земли осью вращения и называются географическими полюсами. Плоскость, проведенная перпендикулярно к земной оси вращения через центр масс Земли, пересекает земную поверхность по географическому экватору. [c.46]

Так как реальная форма Земли отклоняется от сферической, то астрономические координаты не могут быть выражены через угловые расстояния точек, измеренные на поверхности и отнесенные непосредственно к географическим полюсам и экватору, как это было в случае экваториальной системы на небесной сфере. Необходимо определить систему астрономических координат через углы в пространстве, фиксирующие направление местной астрономической вертикали относительно основных наблюдаемых направлений, измерив, например, астрономическими способами угол между направлением вертикали и направлением на северный полюс мира. Этот угол определит положение вертикали в плоскости местного меридиана, т. е. в направлении север — юг. [c.46]

При ЭТОМ видимые координаты а, 6 планеты (см. 2.05), публикуемые в Астрономическом Ежегоднике , приводим к среднему равноденствию и экватору даты ( 2.01) вычитанием нутации ( 2.03) [c.62]

Принятые в приведенных соотношениях обозначения имеют следующий смысл т — часть тропического года от рассматриваемого момента времени до начала ближайшего к нему бесселева года, числовые значения т публикуются для 0 эфемеридного и звездного времени каждого дня года в астрономических ежегодниках, е — истинный наклон эклиптики к экватору. [c.96]

Формула (1.3.25) рекомендована Международным астрономическим союзом в качестве стандартной записи потенциала притяжения Земли. Для Земли Я — долгота притягиваемой материальной точки, отсчитываемая от гринвичского меридиана ф — широта точки, отсчитываемая от плоскости экватора М — масса Земли Еэ — средний экваториальный радиус Земли. Поскольку в этом случае ось Ог является главной центральной осью инерции (как ось вра-ш ения Земли), то С21 = 821 = 0. [c.21]

Если через точку на поверхности Земли, в которой расположен наблюдатель, провести отвесную линию, то она составит с плоскостью земного экватора угол ф, называемый астрономической широтой. Точка пересечения отвесной линии с экваториальной плоскостью, вообще говоря, не совпадает с центром Земли. Угол между линией, соединяющей наблюдателя с центром Земли, и плоскостью экватора называется геоцентрической широтой ф. [c.31]

На рис. 3.5 изображена станция наблюдения О, расположенная на поверхности Земли на расстоянии р от ее центра С. С нее осуществляется слежение за спутником V, находящимся на расстоянии / от О и л от С. Меридиан, проходящий через северный полюс Земли Р и точку О, пересекает земной экватор ТА в точке А Т — направление в точку весеннего равноденствия). ОТ — это направление, в котором точка Т видна из О. Оно параллельно СТ. Геоцентрическая и астрономическая широты О равны соответственно углам ОСА (ф ) и ОБА (ф). [c.79]

В Астрономическом Ежегоднике СССР Д и 2 отнесены к истинному экватору Земли, но различие между истинным и средним экватором мало и им можно пренебречь. Из рис. 7 находим [c.36]

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).

Пояс Зодиака образуют следующие созвездия Рыбы, Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог и Водолей. Б каждом из них Солнце бывает примерно месяц. Эклиптика дается на специальной звездной карте, прилагаемой к Авиационному астрономическому ежегоднику (приложение 3). Вследствие того, что плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты Земли на 23°27, плоскость небесного экватора также наклонена к плоскости эклиптики на угол е=23°27. Наклон эклиптики к экватору не сохраняется постоянным. В 1896 г. при утверждении астрономических постоянных решено было наклон эклиптики к экватору считать равным 23°27 8",26. [c.18]

Следовательно, б = О -f-12° + 3° = 15°. Знак склонения положительный, так как Солнце в апреле находится на эклиптике к северу от небесного экватора. Рассмотренный способ позволяет определять экваториальные координаты Солнца приближенно. Точный расчет их производят с помощью Авиационного астрономического ежегодника. [c.20]

Навигационные и астрономические сумерки длятся дольше. За начало или конец навигационных сумерек принимается тот момент, когда высота Солнца становится равной минус 12°, а астрономических — минус 18°. В течение гражданских сумерек свечение неба создает такую естественную освещенность, которая еще позволяет визуально обнаруживать самолеты в воздухе и распознавать ориентиры на земле. При высотах Солнца от минус 6 до минус 12° на небе видны лишь только наиболее яркие планеты и звезды. В конце вечерних астрономических сумерек исчезают последние следы вечерней зари и на небе становятся видны слабые звезды до 6-й звездной величины включительно. Продолжительность вечерних и утренних сумерек для данной точки земной поверхности в один и тот же день практически одинакова. Границы сумеречного периода не имеют резкого очертания и сдвигаются под влиянием атмосферных условий. Они зависят от географической широты места наблюдателя и от склонения Солнца. Самые короткие сумерки бывают в дни равноденствий и на земном экваторе, а самые длинные — в дни солнцестояний и на географических полюсах. [c.64]

Угол между местной вертикалью и экватором Земли (угол <р) называется астрономической широтой места. Из рис. 25 легко получить [c.75]

Мы уже говорили, что Землю можно рассматривать как волчок, ось которого прецессирует относительно нормали к эклиптике (это движение известно в астрономии под названием предварения равноденствий). Если бы Земной шар был однородным телом, имеющим форму правильной сферы, то другие тела солнечной системы не могли бы действовать на него с некоторым гравитационным моментом. Однако Земля немного сплюснута у полюсов и слегка выпучена у экватора. Поэтому на нее действует гравитационный момент (главным образом со стороны Солнца и Луны), что заставляет ось Земли прецессировать. Момент этот весьма мал, и поэтому прецессия Земной оси оказывается исключительно медленной период ее составляет 26000 лет, в то время как период ее собственного вращения равен всего одним суткам. Полный гравитационный момент, действующий на Земной шар, не является постоянным, так как моменты Солнца и Луны имеют несколько различные направления по отношению к эклиптике и изменяются, когда Земля, Солнце и Луна движутся друг относительно друга. В результате этого в прецессии Земли появляются некоторые неправильности, называемые астрономической нутацией. Ее, однако, не следует путать с истинной нутацией, рассмотренной выше, которая имеет место и тогда, когда момент вызывается постоянной силой. Клейн и Зоммерфельд отмечали, что истинная нутация выглядит так же, как прецессия оси вращения Земли относительно ее оси симметрии при отсутствии сил (мы рассматривали ее в предыдущем параграфе). Земля, по-видимому, начала вращаться с начальным значением ф, значительно брльшим того, которое требуется для равномерной прецессии, и поэтому ее нутация выглядит [c.197]

УРАН—седьмая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 19,182 а. е. (2870 млн. км), эксцентриситет орбиты 0,0472 наклон плоскости орбиты к эклиптике (см. Координаты астрономические) О " 46,4. Период обращения У. вокруг Солнца 84,014 года. Ср. скорость движения по орбите 6,8 км/с. Радиус У. 25400 км (3,98 земного), сжатие 1/17, масса 8,65 10 кг (14,42 земной), ср. плотн. 1260 кг/м , ускорение свободного падения на экваторе (за вычетом центробежного ускорения, равного 0,6 м/с ) близко к земному (9,8 м/с ), первая космич. скорость на У. 15,6 км/с, вторая — 22 км/с. Период вращения У. вокруг своей оси 17 ч 14,4 мин. Экватор планеты наклонён к плоскости орбиты на 98 , т. е. ось вращения почти совпадает с плоскостью эклиптики, направление вращения обратное. Поскольку орбиты спутников и колец У. лежат почти в его экваториальной плоскости, то вся система У. как бы лежит на боку . Достаточно убедительной теории, объясняющей причину столь необычного расположения, пока не существует. [c.237]

В основу эллипсоида Красовского, кроме многочисленных иностранных измерений, положены длинные ряды триангуляций, астрономических и гравиметрических наблюдений, проведенных на территории СССР поэтому элементы сфероида Красовского лучше всего отвечают форме геоида на территории нашей страны. Сфероид Хайфорда принят в качестве международного сфероида. Если рассечь земной сфероид плоскостью, проходящей через ось вращения, то в сечении получится эллипс с полуосями а и Ь. Перпендикуляры к касательным в разных точках эллипса не будут проходить через центр Земли, за исключением полюсов и точек пересечения меридиана с экватором (фиг. 106). [c.229]

Дополнение до 90° острого угла между астрономической вертикалью и осью вращения Земли называется астрономической широтой фа. Геометрическое место точек на поверхности Земли с астрономической широтой, равной 0°, называется астрономическим экватором, геометрические места точек с другими фиксированными частными значениями астрономической широты называются параллелями. Принято считать широты точек в северном полушарии положительными, в южном — отрицательными. Экватор и параллели являются кривыми двоякой кривизны, мало отличающимися от плоских кривых. Астрономический экватор не совпадает с географическим экватором — экватором вращения, но все вертикали в точках астрономического экватора перпендикулярны к оси вращения Земли и, следовательно, параллельны плоскости географического экватора и пересекают небесную сферу по небесному экватору. Широты географических полюсов необязательно равны точно 90°, однако можно считать, что точки с астрономической широтой в 90° являются астрономически определенными географическими полюсами. [c.47]

Определение положения нулевого меридиана селенографической системы координат на практике довольно затруднительно (его долгота от нисходящего узла лунного экватора на эклиптике равна ([ — fi) поэтому проще производить микрометрическую привязку к детали лунной поверхности с известными селенографическими координатами Хо, Ро- Таким репером на Луне выбран небольшой кратер Mosting А, положения которого в геоцентрической экваториальной системе координат а, публикуются в специальной эфемериде в Астрономическом Ежегоднике СССР эфемерида лунного кратера Mosting А вычисляется на основании постоянных Гайна [25] [c.74]

Для вычисления гелиоцентрической эфемериды больщих планет Солнечной системы в прямоугольных координатах, отнесенных к экватору и равноденствию эпохи 1950,0 = JD 2433282,4234, можно применить метод численного интегрирования дифференциальных уравнений движения этих планет, воспользовавшись для этой цели начальными значениями координат и компонент скорости в эпоху 1949, дек. 30, OET = JED 2433280,5 эти значения вместе с приводимыми в табл. 31 оскулирующими элементами планетных орбит определяют эфемериду DE 19, применяемую в Лаборатории реактивного движения (JPL, США). Значения х, у, z, а выражены в астрономических единицах, X, у, z — в астрономических единицах в эфемеридные сутки, [c.191]

При изучении движения спутников Луны нам могут понадобиться прямоугольные координаты Земли и Солнца, отнесенные к луноцентрической экваториальной (экватор Луны) системе координат л , у, г. Для вычисления этих координат возьмем из Астрономического Ежегодника СССР прямоугольные координаты Луны и Солнца на эпоху Го, отнесенные к геоцентрической экваториальной (экватор Земли) системе координат X, Y, Z. [c.34]

Наклон экватора планеты к ее орбите. Величина этого угла заимствована из Астрономического ежегодника Фламмариона , кроме Венеры, для которой приняты самые современные данные. Ось Венеры лежит почти в плоскости ее орбиты, вследствие чего продолжительность ее дня (и ночи) равна половине времени ее обращения вокруг Солнца, т. е. длится почти треть нашего года. Ось Урана расположена приблизительно таким же образом, вследствие чего полярный день на Уране длится 42 земных года. [c.27]

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]

Р — полюс мира /7 — полюс эклиптики т — светило, fi — астрономическая широта — астрономическая долгота светила, f — угол наклона эклнатнки к экватору [c.21]

Большой круг, проходяпщй через полюсы Земли, назьшается географическим или истинным меридианом. Через каждую точку на земной поверхности, кроме полюсов, можно провести только один меридиан, который называется меридианом места. Меридиан, проходяпщй через Гринвичскую астрономическую обсерваторию, находящуюся в Англии вблизи Лондона, принят по международному соглашению в качестве начального меридиана. Начальный меридиан делит земной шар на Восточное и Западное полушария. Плоскость экватора и плоскость начального меридиана являются основными плоскостями, от которых производится отсчет географических координат. [c.9]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...