Долгота небесная

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]

Книги Клеро и Эйлера восстановили поколебленную было уверенность в теории тяготения Ньютона. Применяя метод вычисления Эйлера, немецкий астроном И. Т. Майер (1723—1762) рассчитал таблицы видимого движения Луны, которые некоторое время спустя были использованы в морских справочниках для определения долготы корабля в открытом море по угловым расстояниям Луны от ярких небесных светил. Такой способ оп- [c.189]

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]

Условные уравнения, составляемые по наблюдениям долготы и широты небесного тела [c.281]

Если движение данного небесного тела происходит по орбите, имеющей малый наклон к эклиптике, то при улучшении элементов эллиптической орбиты часто используют расхождения между наблюденными эклиптической долготой К и эклиптической широтой р. Величины ЛЯ = Х —XW и Лр = pW — где индексом (н) отмечены наблюденные значения координат и индексом (в)—вычисленные, выражают обычно через поправки к следующим элементам орбиты п (среднее угловое движение), е (средняя долгота в орбите в эпоху — см. ч IV, 3.03), п (долгота перигелия), Q (долгота узла), е (эксцентриситет), i (наклон орбиты). Вместо поправки к наклону i рассматривают при [c.281]

Для специалистов еще важно знать, как расположена орбита в своей плоскости (над какими широтами располагаются перигей и апогей или чему равен угол между линией апсид и линией узлов) и как ориентирована плоскость орбиты в пространстве. Последнее указывается так называемой долготой узла — углом й между некоторым неизменным направлением в пространстве (из центра Земли в точку весеннего равноденствия) и линией узлов. Если, кроме того, знать, в какой момент спутник прошел какую-нибудь конкретную точку своей орбиты (например, перигей), то по формулам небесной механики может быть предсказано положение спутника в околоземном пространстве в любой момент времени. [c.91]

ЭКЛИПТИКИ К И небесное тело X, пересекает эклиптику в точке О. При этом эклиптическая долгота % равняется углу между точками Т н О, измеряемому вдоль эклиптики в восточном направлении (т. е. в направлении увеличения прямого восхождения) от О до 360 или от О до 24 . Эклиптическая широта р измеряется в гра- [c.38]

Третий элемент задает ориентацию орбиты в ее плоскости. На орбите каждой планеты есть точка, расположенная ближе других к Солнцу. Она называется перигелием. В случае эллиптической орбиты имеется, кроме того, наиболее удаленная от Солнца точка, называемая афелием. Орбита симметрична относительно линии, проходящей через центр Солнца и перигелий, или, в случае эллиптических орбит, относительно линии апсид, соединяющей перигелий А и афелий А1. Эта линия проходит через центр Солнца 5. Таким образом, направление линии апсид определяет ориентацию орбиты. Угловое расстояние от у до (т. е. й) плюс угловое расстояние (о от N до проекции В перигелия А на небесную сферу называется долготой перигелия й (= й + со). Заметим, что долгота перигелия измеряется вдоль эклиптики от у до Л , а затем вдоль линии пересечения плоскости орбиты с небесной сферой до точки В. [c.39]

Пример 2. Считая, что наклонение эклиптики равно , преобразуем эклиптические координаты (небесную долготу К и небесную широту Р) космического аппарата в геоцентрические экваториальные координаты (прямое восхождение а и склонение б). [c.46]

Вещество, из которого состоит Галактика (звезды, космическая пыль и газ) распределено симметрично по обе стороны от галактического экватора LNA (рис. 2.16). Большой круг галактического экватора пересекается с небесным экватором в двух точках N и N. Первая точка называется восходящим узлом, вторая — нисходящим узлом, поскольку тело, движущееся вдоль галактического экватора в направлении увеличения прямого восхождения, при пересечении точки N поднимается из южного полушария неба в северное, а в точке N переходит из северного полушария в южное. По определению северный и южный галактические полюсы G и G лежат соответственно в северном и южном полушариях. Каждое тело X (а, б) имеет галактическую долготу и широту. [c.52]

За начало отсчета на вращающейся небесной сфере выбирается точка весеннего равноденствия Т. С ее помощью определяются звездные сутки, равные промежутку времени между двумя последовательными моментами прохождения точки весеннего равноденствия через меридиан наблюдателя. Часовой угол точки весеннего равноденствия увеличивается от О до 24 , так что местное звездное время (Ь5Т) определяется как часовой угол точки весеннего равноденствия. Это время зависит от долготы К точки наблюдения на поверхности Земли. [c.55]

Для наблюдателя на широте 60° N построить небесную сферу и нанести иа чертеж горизонт, экватор, зенит, северный небесный полюс и меридиан наблюдателя. Считая, что местное звездное время равно 9 ч, нанести точку весны и эклиптику. В указанный момент времени искусственный спутник Эхо-Ь имеет высоту 45° и азимут 315° к востоку от точки севера. Нанести положение спутника на чертеж и оценить 1) его топоцентрическое прямое восхождение и склонение 2) его топоцентрическую эклиптическую долготу и широту. Нанести на чертеж положение Солнца 21 марта. [c.61]

Истинная долгота планеты 1, измеряемая отТ до направления на восходящий узел N вдоль дуги большого круга, образованного пересечением плоскости орбиты с небесной сферой, равна [c.199]

Для того чтобы учесть геометрическую и физическую либрации Луны, в астрономии была введена так называемая селенографическая система координат. Начало этой системы совпадает с центром Луны. Если Луна находится в среднем восходящем узле своей орбиты в момент времени, когда узел совпадает либо со средним перигеем, либо со средним апогеем, то точка пересечения линии, соединяющей центры Земли и Луны, с поверхностью Луны считается средним центром видимого диска. Эта точка, подобно гринвич>-скому меридиану на Земле, определяет главный лунный меридиан, от которого отсчитывается селенографическая долгота К объекта на Луне. За положительное выбирается направление к Морю Кризисов (т. е. на запад на геоцентрической небесной сфере). Селенографическая широта Р отсчитывается от лунного экватора вдоль меридиана, причем положительной считается широта в северном полушарии Луны (т. е. в том полушарии, где расположено Море Ясности). [c.290]

Другая тенденция состоит в значительном повышении точности наблюдений и изменении относительной важности измеряемых величин. До появления радиолокатора в теории движения Луны использовались главным образом эклиптические долгота и широта Луны, а расстояние (или связанное с ним значение синуса параллакса) применялось уже в третью очередь. Такой порядок, или приоритет, был продиктован тем, что астрономы располагали Только оптическими измерениями положений Луны на небесной сфере. Радиолокация, позволяющая непосредственно получить расстояние, повысила значение синуса параллакса. Установка на Луне лазерных уголковых отражателей окончательно закрепила первую роль в лунной теории за рядами для синуса параллакса. Кроме того, поскольку точность лазерных измерений расстояния Земля—Луна составляет 25 см, то и ряды в теории Луны должны обеспечивать такую же точность. Ряды для двух других [c.299]

При измерении видимой долготы Солнца необходимо принять во внимание, что соседние звезды не будут видны однако эту трудность можно преодолеть, спроектировав слабое изображение Солнца на звездное поле в окрестностях точки небесной сферы, находящейся в оппозиции к Солнцу (см. разд. 12.8). С помощью такого приема можно выполнить дифференциальные измерения положения центра диска Солнца относительно звезд поля определенные таким путем видимые долгота Xs и широта ps дадут нам видимые долготу и широту ps Солнца из соотношений [c.443]

Рис. 8. Гелиоцентрическая долгота к широта планеты (проекция на небесную сферу).

Рассмотрим теперь случай двух круговых орбит, наклоненных друг к другу под углом I. Пусть Lk L — средние долготы планет, отсчитываемые от оси х, которую направим в точку N—пересечение орбит на небесной сфере. Тогда из рис. 9 находим [c.58]

По сравнению со вселенной земля представляется маленькой точкой в пространстве. Если бы мы могли уменьшить солнце до размеров шара диаметром в 60 сж и пропорционально уменьшить всю остальную вселенную, то земной шар был бы примерно равен по размерам маленькой горошине диаметром 5,6 мм, а ближайшая звезда находилась бы от него на расстоянии 13000 км. Однако для определения вашего места относительно земли вы должны сперва найти небесную широту и долготу бесконечно удаленного небесного тела, а затем определить положение этого тела не относительно микроскопического земного шара, а относительно еще более микроскопического предмета — вас самих. [c.326]

Пусть небесной точке (ж, у, z) соответствует точка на поверхности (. цдг Vusi us) Долгота небесной точки будет [c.120]

Но этого еще недостаточно для того, чтобы привести доступные нам эксперименты к той схематической простоте, которая позволила бы выяснить характеристические свойства, присущие понятию о силе. Все тела обладают известным протяжением) мы видели при изучении кинематики, что даже в частном случае движения твердой системы кинематические элементы (скорости, ускорения, траектории) отдельных точек, вообще говоря, отличаются друг от друга. Поскольку мы здесь предполагаем сделать общие индуктивные выводы о характере. сил путем анализа их динамического эффекта, совершенно ясно, что указанное многообразие одновременных кинематических особенностей неизбежно должно маскировать явления и даже отвлекать наше внимание от возможного схематического изображения всего процесса в целом. Чтобы элиминировать. это многообразие усложняющих обстоятельств, целесообразно ограничиться сначала телами настолько малыми (по сравнению с размерами области, в которой происходит движение), чтобы положение тела можно было определить без значительной погрешности геометрической точкой. 13сякое тело, рассматриваемое о этой точки зрения, принято называть материальной точкой. Это название не только не противоречит нашим наглядным представлепяям о конкретных явлениях, но, как было уже указано в кинематике (II, рубр. 1), соответствует уже установившимся взглядам так, например, положение судна на море обыкновенно определяют долготой и широтой места но в действительности эти координаты определяют только одну геометрическую точку на земной поверхности, которую мы отолсествляем с нашим судном в силу его незначительных размеров по сравнению с размерами земли точно так же, чтобы привести пример, еще лучше соответствующий приведенному выше определению, мы изображаем все звезды точками на небесной сфере, хорошо зная, как велики их размеры по сравнению с телами на земле. [c.300]

Рис. 3. Ра спреде,ленце источников гамма-всп.пссксв ня небесной сфере (Ь" и Г — галактические широта и долгота),

В конце XIX века задачи небесной механики тел переменной массы привлекли внимание астрономов независимо от теории движения комет. Оказалось, что систематическим увеличением массы небесных тел за счет выпадения метеоритов и космической пыли можно объяснить некоторые погрешности в их движении и, в частности, в движении Луны (часть векового ускорения долготы Луны). Эта идея была высказана в 1866 г. швейцарским физиком Ш. Дюфуром, а затем в 1884 г. австрийским астрономом Т. Оппольцером. [c.40]

Настоятельная необходимость в повышении точности измерений привела к установлению шкалы эфемеридного времени (ЕТ), основанной на продолжительности тропического года. Поскольку тропический год сам по себе не является постоянным, необходимо было исходить из одного, определенного года. Шкала эфемеридного вре.мени была принята Международным комитетом мер и весов в 1956 г. Начало отсчета времени было дано определением даты 1900, январь 0,12 часов ровно (что соответствует полудню 31 декабря 1899 г.) как такого момента времени вблизи начала 1900 г., котда средняя геометрическая долгота Солнца на небесной сфере составляла точно 279°41 48,04". Размер единицы — эфемеридная секунда, — определяется как 1/31556926,9747 часть тропического года для 1900, января 0,12 час ЕТ, т. е. как интервал времени, в течение которого средняя долгота Солнца изменилась бы на 129602678,13/3155760000 долей угловой секунды если бы, начиная с момента 1900, января 0,12 час ЕТ долгота Солнца стала бы изменяться равномерно. [c.53]

Для определения положения орбиты в пространстве принимают за начало координат центр Солнца за ось 8х берут прямую за плоскость 8ху — плоскость эклиптики, направляя ось у в точку, долгота которой равна 90°. Такие координаты называются гелттнтрическими. Опишем вместе с тем из точки 5 , как центра, вспомогательную сферу. Пусть Рбг ест 1Ь орбита планеты, которая в рассматриваемый момент находится в точке бг, пусть точка Р есть перигелий и прямая есть линия пересечения плоскости орбиты с плоскостью х8у т. е. с плоскостью эклиптики. На вспомогательной или небесной сфере плоскости орбиты соответствует большой круг прд линии 8Ш—точка линии 8Р— точкам, линии 86- — точка д. [c.111]

Всемирное время в системе астр, счета времени, основанной на наблюдениях кульминаций небесных светил, o6o3ija4. UTO, либо TUO(tu) (UT — Universal Time) Вследствие движения полюсов Земли и неравномерности ее вращения система астр, счета времени не явл. равномерной. Введение в UTO поправок, учитывающих движение полюсов Земли, приводит к всемирному времени UT1 (TU1), а дополнительное введение поправок, учитывающих среднее сезонное изменение периода вращения Земли — к всемирному времени UT2(TU2). Сигналы времени, посылаемые радиостанциями, соответствуют UT2. В астрономии применяют равномерно текущее время, называемое эфемеридным (Г , fg). Оно опред. по разности со ср. солн. временем из эмпирического соотношения Д / = -ь 24,349 -t- 72,318 Г 29,950 7 -ь 1,821 В, где Г — время в юлианских столетиях, отсчитываемое от момента 1900 г., января О, в 12 часов всемирного времени В — отклонение долготы Луны от наблюдаемой в данной момент времени (вычисленной по теории Брауна). [c.248]

С этой целью вводят расстояние р от центра эллипсоида относимости, называемое геоцентрическим радиусом-вектором, геоцентрическую uiupoTy ф — угол между радиусом-вектором р и плоскостью геодезического экватора, и геоцентрическую долготу, совпадающую с геодезической долготой К геоцентрическим зенитом называется точка пересечения продолжения радиуса-вектора р с геоцентрической небесной сферой (рис. 24,а). [c.52]

В обеих системах — селеноэкваториальной луноцентрической и селенографической )—селенографические долготы X отсчитываются по лунному экватору от основной точки (точки пересечения нулевого селенографического меридиана, проходящего через первый радиус, с лунным экватором) к востоку (на геоцентрической небесной сфере — к западу) селенографические-широты р — острые углы между луноцентрическим радиусом-вектором и плоскостью лунного экватора, как обычно, отсчитываются от экватора Луны по лунным меридианам таким образом, селенографические долготы к возрастают в направлении к Морю Кризисов, селенографические широты р считаются [c.73]

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]

Желание многих астрономов построить теории движения небесных тел в тригонометрической форме , подразумевая под этим представление позиционных переменных (большие полуоси, эксцентриситеты, наклоны и их аналоги) в виде сумм периодических функций времени, а угловых переменных (долготы, аномалии и их аналоги) —в виде сумм линейных функций времени и сумм периодических функций, привело к разработке общего метода построения решений канонических систем с периодическим по угловым переменным и аналитическим по ц гамильтонианом, названного Пуанкаре методом Линдщтедта [2]. Начало этого направления было положено Лапласом, а завер-щенное развитие его мы получили благодаря Пуанкаре. [c.824]

Движенпс плоскостей отсчета. Плоскостями отсчета, чаща всего используемыми в небесной механике, являются плоскость эклиптики и плоскость экватора. Большие круги, по которым эти две плоскости пересекают небесную сферу, называются эклиптикой и экватором. Точка весеннего равноденствия (или, сокращенно, равноденствие) является одной из двух точек пересечения эклиптики и экватора, через которую Солнце проходит приблизительно 21 марта. Эклиптика,экватор п равноденствие — все вместе находятся в непрерывном движении, и, следовательно, широта, долгота, склонение и прямое восхождение любого небесного тела непрерывно изменяются. Большая часть этих изменений различны в разных областях неба. Прп аналитическом выводе этих изменений появляется два рода членов—периодические члены, которые в своих аргументах содержат определенные элементы орбит Земли и Луны (они называются нутационными членами), а также вековые члены, которые содержат степени времени и но зависят от мгновенных положений Зе.мли и Луны это — прецессионные члены. Удобно рассматривать эти два класса членов раздельно. [c.179]

Лагранж, вклады которого в небесную механику носили наиболее блестящий характер, написал свой первый мемуар о возмущениях Юпитера и Сатурна в 1766 г. В этой работе он еще дальше развил метод вариации параметров, оставляя, однако, все еще неправильными конечные уравчения тем, что считал большие осп и эпохи прохождения через перигелий как постоянные в выводе уравнений для определения вариаций. Уравнения для наклонности, узла и долготы перигелия от узла были совершенно правильны. В выражениях для средних долгот планет имелись члены, пропорциональные первой и второй степеням времени. Они происходили всецело от несовершенства метола, и их истинная форма есть форма членов долгого периода, как это было показано Лапласом в 1784 г. при [c.374]

Для удаленных тел, таких, как звезды, размеры Земли пренебрежимо малы по сравнению с расстоянием от Земли. Поэтому наблюдения этих тел не зависят от положения наблюдателя на поверхности Земли. В случае наблюдения планет, Солнца, Луны пли космических аппаратов положение наблюдателя на поверхности Земли имеет большое значение. Направление, в котором наблюдатель видит такой объект, отличается от направления, в котором видел бы этот объект гипотетический наблюдатель, находящийся в центре Земли. В ежегоднике Астрономические эфемериды и других изданиях положения естественных небесных тел затабулированы по отношению к геоцентрической небесной сфере. Для перехода от геоцентрических координат к топоцентри-ческим необходимо вносить поправки в приводимые в справочниках значения широты и долготы объекта. Аналогичная процедура необходима и в случае вычисления положения искусственного спутника Земли. Более подробно процедура вычисления таких поправок будет обсуждаться в гл. 3. [c.37]

В этой главе обсуждаются три тесно связанные между собой темы, а именно определение орбит, yлyчпJeниe орбит и межпланетная навигация. При определении орбит из наблюдений (после их редукции) находятся элементы орбиты тела солнечной системы. При использовании классических методов Лапласа, Гаусса и т. п. приходится исходить из наблюдений положений тела на небесной сфере (эти положения обычно задаются значениями прямых восхождений и склонений). Поскольку орбита тела, обращающегося вокруг Солнца, представляет собой коническое сечение (если пренебречь возмущениями), то в общем случае необходимо найти шесть элементов, так что наблюдения прямого восхождения и склонения небесного тела в три различных момента дают минимальное число данных, требующихся для определения орбиты тела. Это, безусловно, справедливо для эллиптической или гиперболической орбиты в случае параболы (е = 1) надо найти только пять элементов, так что теоретически достаточно трех значений прямого восхождения и двух значений склонения, в то время как для круговой орбиты (при этом е = О, а долгота перигелия теряет смысл) достаточно двух наблюдений как прямого восхождения, так и склонения. Однако на практике приобретают значение различные обстоятельства, и можно утверждать, что для нахождения приемлемой предварительной орбиты требуются три различных наблюдения тела в разные моменты времени. Следовательно, цель определения орбиты состоит в выводе орбиты, которая приближенно представляет действительную орбиту небесного тела из такой приближенной, или предварительной, орбиты можно рассчитать эфемериды, т. е. таблицы вычисленных положений, предсказывающих будущие координаты небесного тела. Эти эфемериды используются для слежения за объектом, в результате чего накапливаются наблюдения для последующих расчетов улучшенной орбиты, как будет показано ниже. [c.418]

Полезную систему координат для космической навигации образуют звезды. Поэтому в качестве системы координат выберем эклиптическую прямоугольную систему, оси которой направлены в точку весеннего равноденствия, в точку эклиптики, имеющую на ЭО" большую долготу, чем точка весны, и в северный полюс эклиптики. Обозначим эти координаты. V, у, г. Тогда гелиоцентрическая небесная долгота X, широта р и радиус-вектор г косми- [c.440]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...