Звезда видимое место

Главными видами редукции звездных положений являются приведение звезды со среднего места на истинное место и со среднего места на видимое место, а также обратное приведение. [c.101]

Вследствие движения наблюдателя вместе с Землей по гелиоцентрической орбите возникает кажущееся перемещение проекций звезд по небесной сфере, называемое параллактическим смещением, или параллаксом годичным параллаксом) звезд. При вычислении видимых мест звезд необходимо перейти от гелиоцентрических средних мест звезд, данных в каталогах звездных положений, к геоцентрическим координатам. [c.103]

Эклиптические координаты. Можно также рекомендовать вычисление видимых мест звезд в прямоугольных координатах, используя в качестве промежуточного этапа преобразование в прямоугольной эклиптической системе отсчета, с переходом в конце вычислений к сферическим экваториальным координатам звезды [72]. [c.120]

Для двойных звёзд в каталогах звездных положений обычно дают средние координаты центра масс двойной системы. Поэтому при вычислении видимых мест необходимо определить видимые координаты одной из компонент двойной звезды (чаще всего дают видимое место более яркой составляющей А). [c.121]

После этого остается еще одна, последняя, коррекция перенос начала координат из центра Солнца в центр Земли. В результате мы получаем видимое место звезды в данный момент времени — положение на геоцентрической небесной сфере относительно истинного равноденствия и экватора в этот момент. Несовпадение видимого и истинного положения обусловлено аберрацией и годичным звездным параллаксом (см. разд. 3.5 и 3.7). [c.73]

Схема события изображена на рис. 100. Из рисунка видно, что на этот раз пробег я -ме-зона может быть измерен как расстояние I между двумя видимыми точками — звездой О и местом Л, где образуется пара. Поэтому время жизни я -мезона мож но определить непосредственно по пройденному им пути. [c.155]

Понятие об измерении времени. Суточное видимое вращение небесной сферы около оси мира происходит равномерно, так что промежуток времени между двумя последовательными прохождениями одной и той же звезды через полуденную часть меридиана для всех звезд один и тот нсе и значит, этот промежуток мог бы быть принят за единицу для измерения времени, но в виду того, что за начало счета прямых восхождений принимается точка весеннего равноденствия, то за единицу для измерения времени принимают промежуток между двумя последовательными прохождениями точки весеннего равноденствия через полуденную часть меридиана данного места. Этот промежуток, вследствие прецессии, короче приблизительно на секунды, нежели время одного полного оборота Земли около [c.103]

Основные сведения, относящиеся к составу, физическим условиям и плотности межзвездного вещества, получены изучением спектроскопических эффектов, возникающих при прохождении света звезд через вещество, и его собственного линейчатого спектра испускания в различных диапазонах. Это изучение частично осуществляется методами обычной спектроскопии в фотографическом диапазоне, а частично в области очень длинных волн с помощью наблюдений на сантиметровых волнах. Наиболее распространенный элемент — водород — имеется в количестве около 1 атом/см в спиральных ветвях нашей звездной системы и в гораздо меньших количествах между ветвями. Другие атомы (ионы), например N3 и Са+, имеют плотность около 3 10 атом/см в тех же областях атомы Ре, Т1+, К и радикалы СН, СН+ и N имеются в сравнимых количествах. Хотя Не не наблюдался непосредственно, но его большая космическая распространенность (гелий — следующий по распространенности элемент после водорода) делает несомненным его присутствие в межзвездном пространстве в сравнимых количествах. Запрещенные яркие линии 0+ обнаруживают присутствие кислорода. Несомненно также присутствие С в виде атомов или ионов. Вероятно и присутствие N (который, по-видимому, менее распространен в межзвездном пространстве, чем О, что имеет место в среднем и в звездных оболочках). [c.418]

Теперь рассмотрим кривую блеска с количественной стороны. Хотя кривые блеска иногда можно выразить через изменения звездной величины, удобнее выразить их через изменения блеска. Предположим, что меньшая звезда имеет светимость 1, а большая 2- (Обычно имеет место > 2-) Очевидно, видимая светимость системы равна сумме светимостей обеих звезд. Они дают вклад в общую светимость в соответствии с их индивидуальной светимостью и долей поверхности, которую можно наблюдать. Если полные наблюдаемые поверхности равны 51 и 5г для меньшей и большей звезд соответственно и если измеренный блеск между затмениями (т. е. полный видимый блеск) равен В, можно написать [c.453]

На Земле даже в затененных местах мы не лишены совершенно света благодаря наличию атмосферы, рассеивающей солнечный свет. В пустоте же пространства,планеты, расположенные в тени, погружены в полный мрак. Небесный свод там представляется абсолютно черным. Звезды не мерцают и постоянно отчетливо видимы при условии, что глаза защищены от непосредственного действия солнечных лучей в противном случае глаз приспосабливается к яркому свету Солнца и теряет способность различать звезды. [c.31]

Все рассмотренные навигационные звезды могут быть использованы для самолетовождения. Однако следует иметь в виду, что возможность их видимости иа небе зависит от широты места наблюдения, времени года и суток. [c.44]

Кроме тропического, в астрономии различают сидерический или звездный год. Это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра диска Солнца в его видимом движении по небесной сфере одного и того же места относительно звезд. Его продолжительность равна 365,256 суток. Разница между продолжительностью тропического и звездного года происходит за счет явления прецессии точки весеннего равноденствия. [c.32]

Для звезд, видимых в других местах небесного свода, Бредли также наблюдал подобное кажущееся движение — в общем случае эллиптическое. [c.314]

Для приведения звезды на видимое место необходимо к истинному месту ист, бист прибавить поправки Да и Дб за аберрацию звездную, или годичную), вычисляемые по формулам (1.2.25). Кроме того, при точных вычислениях необходимо ввести поправки за влияние членов второго порядка, за годичный параллакс и, в случае редукции положений компонент двойных звезд, за орбитальное движение. Выражения для этих поправок приведены ниже. [c.102]

За основную единицу измерения времени приняты звездные сутки - период между двумя последовательными верхними кульминациями звезды (точки весеннего равноденствия). Звезднью сутки составляют 23ч 56 мин 4,1 с. Солнце, двигаясь по эклиптике, несколько отстает от суточного вращения небесной сферы. Поэтому звездные сутки короче солнечных на Змии. 56с. Звездное время применяется в авиационной астрономии при определении линий положения и курса самолета по звездам или места самолета (МС) с помопц>ю астрономических систем. В обычной жизни невозможно пользоваться звездным временем, так как вся деятельность человека связана с Солнцем, а не со звездами. И, кроме того, звездные сутки в течение года начинаются в разное время дня и ночи, что таьсже неудобно. Счет времени можно вести по видимому движению Солнца. [c.33]

И. Ньютон (1643—1727) постулировал наличие как абсолютного пространства, так и абсолютно неподвижных тел в этом пространстве (неподвижные звезды), выбрав, таким образом, абсолютно неподвижную систему отсчета, относительно котор(м1 можно установить положение движущихся тел. Ньютон постулировал также наличие абсолютного времени. Все эти постулаты были необходимы ему для установления понятия об абсолютном движении тела. Но сам он, по-видимому, понимал ограничон-ность своих постулатов Может оказаться, что в действительности не существует покоящегося тела, к которому можно было бы отнести места движения прочих (Ньютон И. [111.51). [c.144]

В разных спектральных диапазонах уровень формирования непрерывного спектра (т =1) находится на разных геом. глубинах. Для коротковолновой области спектра (где относительно велико поглощение иа нонах металлов) и для длинноволновой (где велико тормозное поглощение) уровень формирования непрерывного спектра может лежать в хромосфере (рис. 2), в к-рои градиент темп-ры направлен наружу, что приводит к увеличению яркости к краю диска и возникновению эмиссионных линий. Для звезд с наиб, развитыми хромосферами (напр,, звёзд типа Т Тан) это имеет место и в видимом диапазоне — вблизи максимума спектра излучения. Эмиссионные линии возникают также в звёздах с протяжёнными околозвёзд-пыми оболочками, эффективно рассеивающими в спектральных линиях излучение фотосферы, [c.66]

В. де-Ситтером если скорость света зависит от скорости источника, то в наблюдаемых движениях двойных звезд должны отмечаться отклонения от законов Кеплера, и одна из звезд может даже быть видимой одновременно в двух местах. Позднее возражения де-Ситтера оспаривались другими 349 астрономами считавшими, что астрономические наблюдения недостаточно точны для решения этого вопроса. [c.349]

ПРАКТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ имеет своей задачей определение видимых координат светил, географич. координат места наблюдения и местного времени, в соответствии с чем рассматривает соответствующие методы и изучает теорию инструментов. Определение прямых восхождений и склонений светил производится на постоянных обсерваториях (см.) меридианными кругами (см.) или пассажными инструментами (см.) и вертикальными кругами (см.). Определение времени, широты и долготы места наблюдения и азимута какого-нибудь объекта производятся для нужд повседнешой жизни, геодезии, географии и мореплавания, пользуясь известными видимыми положениями звезд и других светил, данными в форме так наз. эфемерид через определенные промежутки времени. Соответствующих способов в зависимости от требуемой точности и применяемых инструментов имеется большое разнообразие. [c.271]

Современные рефлекторы имеют параллактическую установку и снабжаются часовым механизмом. При такой установке труба имеет 2 оси вращения. Одна из них, называемая осью прямых восхождений, или полярною осью, расположена параллельно оси мира, т. е. находится в плоскости меридиана и составляет с горизонтом угол, равный широте места. Другая ось, называемая осью склонений, перпендикулярна к первой. При вращении инструмента вокруг первой оси в поле зрения Р. будут попадать звезды, расположенные на одной и той же параллели и имеющие следовательно одно и то же склонение при вращении вокруг второй—звезды, расположенные на одном круге склонений, т. е. имеющие одно и то же прямое восхождение, но находящиеся в различных угловых расстояниях от экватора. При помощи этих вращений телескоп м. б. направлен в какую угодно точку неба. Установка Р. на небесный объект производится при помощи кругов, деленных на градусы и минуты и насаженных на упомянутые оси один круг, плоскость к-рого перпендикулярна к полярной оси, указывает часовой угол светила, другой, плоскость к-рого перпендикулярна к оси склонений,—его склонение. Часовой механизм действует с помощью бесконечного винта и зубчатки на полярную ось и рассчитан так, чтобы сообщать трубе равномерное вращение, вполне соответствующее видимому вращению небесного свода инструмент, так сказать, скользит по па- [c.353]

Желая измерить или, как говорят, взять высоту солнца в море, вынимают С. из ящика, в к-ром он постоянно хранится, и, установив предварительно трубу по своему глазу, ввинчивают ее на место. Держа затем С. в правой руке за ручку, накидывают перед большим зеркалом, смотря по яркости солнца, одно или два цветных стекла, располагают плоскость С. в вертикале солнца и, смотря в трубу, наводят ее на видимый морской горизонт. Т. к. труба астрономическая, то в поле зрения трубы будет вверху море, а внизу небо. Кроме того в поле зрения трубы будет виден крест или квадрат из нитей, помещенных в фокальной плоскости объектива трубы, для того чтобы совмещения предметов делать именно вблизи оптической оси трубы. Не теряя затем горизонта из поля зрения трубы, двигают алидаду от себя вперед, пока в поле зрения трубы не покажется дважды отраженное изображение солнца. Закрепив тогда алидаду стопорным винтом, действуют винтом микрометрическим и подводят нижний край солнца к черте видимого горизонта. При этом, чтобы быть уверенным, что высота солнца берется именно в вертикале его, а не в какой-нибудь наклонной плоскости, необходимо слегка покачивать С. около горизонтальной оси, добиваясь, чтобы при покачивании С. изображение солнца в поле зрения трубы описывало дугу, касательную к черте видимого горизонта. В момент измерения высоты необходимо заметить момент по часам, что делается помощником наблюдателя, измеряющего высоту по его команде. Высоты звезд ночью брать труднее, так как сами они представляют собой слабо светящиеся точки и морской горизонт представляется ночью неотчетливой, расплывчатой, довольно широкой полосой. Поэтому звездные наблюдения вообще труднее солнечных и их предпочитают производить в сумерках, когда морской горизонт виден еще достаточно отчетливо, а яркие звезды уже появились. При измерении С. углов между земными предметами инструмент держат в правой руке, но плоскость лимба располагают в плоскости, проходящей через глаз наблюдателя и оба предмета. Принимая левый предмет за прямо видимый и наведя на него трубу С., движением алидады приводят правый предмет в поле зрения трубы и стопорят алидаду стопорным винтом. Затем действием микрометрич. винта приводят оба предмета в точное соприкосновение и производят отсчет. Взятые С. высоты светил будут верны только в том случае, если инструментальные ошибки секстанта сведены до минимума и оставшиеся ошибки определены. [c.241]

МАССА - СВЕТИМОСТЬ ДИАГРАММА — зависимость между массой и светимостью звезд. Звезды с надежно определенными массами М и светимостями Ь располагаются на М. — с. д. вдоль довольно узкой полосы от звезд с малыми массами и светимостями к звездам с большими М и Ь (см. рис. 2 в ст. Звезды). Впервые эмпирич. соотношение масса — светимость в виде Ь =сопз1 Л/з получено в 1918 г. Э. Герц-шнрунгом по данным для 2 десятков двойных звезд. Впоследствии оно неоднократно изменялось и уточнялось по мере накопления материала о двойных системах, а также интерпретировалось теоретически на основе представлений о строении звезд. Выяснено, что 1) вместо чистой зависимости М Ь существует более сложная зависимость М — Ь — В (В — радиус звезды) 2) зависимость эта различна для разных типов звезд и, по-видимому, определяется их физ. природой. Для нек-рых групп звезд влияние Я на Ь может быть настолько незначительным, что практически имеют место 2-мерные зависимости [c.136]

Члены звездной аберрации, содержащие ш (которые влияют на средние каталожные. места звезд), не играют никакой роли н меридианной астрономии, так как положение любого объекта, наблюдаемого при помощи меридианного круга, является видимым его положением и обычно сравнивается с видимой яфемеридой, и которой планетная аберрация была вычислена при помощи уравнений (1U) этп уравнения антоматн-чески включают в себя влияние так называемого эллиптического члена. С другой стороны, фотографические положении небесных те.п определяются привязкой изображения тела к средним каталожным положениям звезд, расположенных в непосредственной близости. На такого рода наблюдения эллиптический член аберрации влияет, и если не принять надлежащих мер предосторожности, то в орбитальных элементах возникнут ощутимые погрешности. Одна из таких мер состоит в прибавлении особой поправки к каждому опубликованному фотографическому наблюдению, прежде че.м оно используется каким-.ниоо образо.м. Этп поправки даются в секундах дуги следующим матричным произведением [c.174]

Наблюденные положения, получаемые сравнением положений объекта с каталожными местами звезд, расположенных в непосредственной близости, не являются ни геометрическими, ни видимыми положениями этого объекта, а принадлежат к некоторому промежуточному классу и могут быть названы астрометрическими положениями. Они свободны от главных членов звездной аберрации, т. е. от суточной аберрации и главного члена годичной аберрации, однако они отягощены влиянием барицентрического движения наблюденного объекта за промежуток времени, в течение которого свет распрострайяется от этого объекта до наблюдателя, и эллиптическим членом годичной аберрации. Поэтому астрометрическая эфемерида может быть получена введением в моменты времени, к которым относятся гелиоцентрические положения объекта (которыми можно заменить барицентрические положения, допуская погрешность, не превышающую О, 01), поправок за световой промежуток, применяя последовательные приближения способом, описанным в разд. 3, и вычитая затем результаты, полученные по формуле (22), из геоцентрической эфемериды. Можно также сначала вычислить види- [c.175]

Рефракция смещает не только видимое положение звезд, во также и положение полюса Р, сдвигая его из Р в точку, называемую видимым полюсом Р (рис. 11.28). В результате звезда в своем суточном движении не следует точно по дуге малого круга, но испытывает как смещение по склонению так и неравномерность скорости по часовому углу. Это приходится исправлять гидированием. Так как рефракция зависит от температуры н давления воздуха (см. форлгулу (11.2 )), то видимый полюс Р не остается на месте и фактически сформулированное выше требование к направлению полярной оси телескопа на видимый полюс мира никогда не соблюдается. Кроме того, могут иметься и постоянные оншбки установки телескопа по пшроте Дф и по азимуту ДЛ, в результате чего фактическое продолжение полярной оси телескопа пересекает небесную сферу в точке Р",, называемой инструментальным полюсом. Если угловое расстояние инструментального полюса Р" от видимого Р есть -у, а часовой угол его Oj то [c.360]

Для юстировки главного фокуса параболического рефлектора без корректора проще всего получить фотографию богатой звездами области неба (например, Плеяд) и определить направление осей симметрии изображений звезд, отягощенных кбмой. Пересечение их даст положение следа оптической оси на фотопластинке. Наклоном главного зеркала надо добиться приведения его в центр кассеты. Для юстировки рефлектора Ньютона поместим глаз в центре поля. При этом необходима концентричность видимого края диагонального зеркала с отражением в нем края главного зеркала. Можно на месте кассеты установить окуляр и [c.464]

В результате изменения направления оси вращения Земли в пространстве происходит медленное изменение вида звездного неба для данного места на Земле. Некоторые видимые сейчас звезды станут невосходящими светилами, а некоторые невидимые теперь звезды будут восхо- [c.132]

Звездно-солнечный ориентатор (ЗСО) предназначен для оп-оеделения места самолета и курса путем автоматической пеленгации небесных светил. Указанные задачи самолетовождения в полном объеме можно решать только в ночном полете при видимости двух звезд. В дневном полете при видимости Солнца и автоматическом или ручном вводе текущих координат места самолета астроориентатор обеспечивает определение только курса самолета. Астроориентатор входит в состав комплексных нави- [c.155]

Вероятнее всего, цилиндрическую часть базового модуля создадут на основе вдвое укороченного герметичного отсека коммерческого модуля Энтерпрайз ( Enterprise ), который вскоре войдет в состав МКС . Аналог переходного отсека, видимо, будет близок к аналогичному отсеку служебного модуля Звезда . Па его сферической части установят осевой и боковой стыковочные узлы. Отсек может использоваться в качестве шлюзовой камеры. Для этого вместо верхнего (зенитного) стыковочного узла будет стоять крышка для выходов в открытый космос. Па конической части переходного отсека, соединяюш ей шарик с жилым отсеком, предусмотрены места крепления научной аппаратуры, рассчитанной на работу в условиях открытого космоса. [c.621]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...