Звезда среднее положение

Уровень жидкости в байке, сидящей в гнезде вращающейся звезды, примет положение, как указано на рис. 150, подобно уровню в кольцевом сосуде со средним радиусом расстоянием между стенками, равным 2г (г — радиус банки). Кривая а—а является частью ветви параболы. [c.214]

Среднее положение звезды — это ее координаты, измеряемые на гелиоцентрической небесной сфере от среднего экватора и точки весеннего равноденствия в некоторый момент времени. При этом пе принимается во внимание нутация, аберрация, звездный параллакс и собственное движение звезды. Последние три величины будут определены позднее. [c.71]

Таким образом, процедура получения истинного положения звезды на данную эпоху (какой-то день определенного года) по ее среднему положению в каталоге на эпоху 1950,0 состоит в следующем [c.73]

Точка S представляет околополярную звезду, Fj и положения зенита наблюдателя в ближайшем расстоянии зенита от 5 и наиболее удаленном. Среднее двух зенитных расстояний и принимается обыкновенно за полярное расстояние местности, хотя в действительности оно дает расстояние зенита от неизменяемой линии 0Z. Так как эта прямая описывает в теле Земли конус вокруг ее оси симметрии с указанным периодом, то несовпадение осей вращения и симметрии влечет за собою периодическое изменение широты, наблюдаемой на поверхности Земли. [c.115]

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]

Средним местом звезды называется ее гелиоцентрическое положение, отнесенное к среднему экватору и равноденствию определенной эпохи, выбираемой обычно совпадающей с моментом начала определенного бесселева года. [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]

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]

Наблюденные положения слабых объектов определяются дифференциальными методами, основанными на измерении разностей между соответствующими координатами объекта и координатами звезд, лежащих в его непосредственной окрестности. При редукции фотографических наблюдений влияние дифференциальной рефракции и аберрации учитывается в постоянных пластинки, координаты наблюдаемого объекта получаются в том же виде, что и координаты опорных звезд, и отнесены к тому же равноденствию и экватору. Положения опорных звезд являются обычно средними местами, взятыми из некоторого фундаментального каталога ( 2.26), поэтому наблюденное положение является астрометрическим положением, и при редукции к стандартному равноденствию эпохи 1950,0 оно непосредственно сравнимо с астрометрической эфемеридой. Дифференциальная прецессия и нутация не входят в редукцию фотографического наблюдения, однако следует учесть- поправку за параллакс. [c.141]

Средние разности координат звезд двух каталогов, и Ко, меняющиеся по определенному закону вместе с изменениями координат звезд, называются систематическими разностями Kl — /Сг. Систематические разности обусловлены систематическими ошибками наблюдений. Фундаментальные каталоги предназначены для того, чтобы систематические (и случайные) ошибки положений звезд были сведены к минимуму. Соответствующая система данных называется нормальной, или фундаментальной системой каталога. [c.144]

Выражения в скобках являются проекциями секториальных скоростей различных тел на три основных плоскости ( 16). Так же как невозможно определить какую-либо неподвижную точку в пространстве, то также невозможно определить какое-либо неподвижное направление в пространстве, следовательно, практически невозможно определить постоянные с,, с , с,. Однако принято считать, что неподвижные звезды в среднем не изменяют своего положения в пространстве, так что при наблюдении их эти постоянные могут быть определены. Однако очевидно, что имеется одинаково мало доводов как к тому, что звезды не обращаются, так и к тому, что они не движутся поступательно в пространстве,— и то и другое является чистым предположением без возможности доказательства или опровержения. Но надо заметить, что если допустить эти предположения, то постоянные с,, и с, могут быть определены с большой степенью точности, в то время как при настоящем состоянии наблюдательной астрономии постоянные уравнений (4) не могут быть найдены сколько-нибудь точно. [c.238]

При измерении положений ярких звезд применяется обратная процедура. Вводя поправку за рефракцию, находим видимое геоцентрическое положение звезды. Уравнения (3.14), (3.15), (3.16) и (3.17) дают средние координаты, отнесенные к средним экватору и равноденствию, соответствующим началу того года, когда проводились наблюдения. При помощи уравнений (3.8)—(3.13) можно получить средние координаты звезды относительно экватора и равноденствия в эпоху составления звездного каталога. В результате сравнения этих координат с координатами, приведенными в каталоге, можно получить информацию о собственном движении звезды (см. разд. 3.6). [c.74]

Если мысленно представить себе звезды, постепенно сближающиеся друг с другом, то их среднее орбитальное движение возрастает в соответствии с П1 законом Кеплера наконец наступит ситуация, когда звезды окажутся неразрешимыми для удаленного наблюдателя. Если к тому же звезды обращаются друг относительно друга в плоскости, в которой лежит (или к которой близок) луч зрения, то в соответствии с относительным положением звезд на орбите будут наступать моменты, когда одна звезда станет затмевать другую. Затмение будет регистрироваться [c.444]

Начнем с астрономов сама теория изображений для небесных светил проста, но, к сожалению, вся эта простота сводится на-нет действием атмосферы. Пренебрежем пока влиянием атмосферы, а также аберрациями оптических инструментов. Изображение звезды, находящейся в бесконечности, должно в таких условиях казаться ярким пятном, окруженным темными и светлыми кольцами. Распределение яркости по всей площади изображения в точности известно (см. фиг. 27). Малейшее изменение объекта, например наличие другой звезды, хотя бы расположенной от первой во много раз ближе, чем диаметр среднего пятна изображения (т. е. ближе, чем наименьшее разрешаемое расстояние), приводит к изменению в картине изображения. Конечно, это изменение настолько слабо, что глазом его обнаружить нельзя (хотя можно полагать, что специалист, изучивший основательно это дело, увидел бы вторую звезду), но с помощью чувствительных зондов-фотометров, определяющих яркость каждой точки изображения, оно может быть замечено и расшифровано, т. е. можно кропотливым вычислением определить положение второй звезды и ее яркость. То же касается и звезды, имеющей заметную ширину, т. е. ширину порядка сотых, десятых диаметра центрального диффракционного пятна. Наличие этой толщины не вызывает никакого заметного изменения в картине, рассматриваемой глазом, но распределение яркости по пятну и по кольцам будет изменено. [c.81]

Промежуток времени, в течение которого Луна совершает полный оборот по своей орбите относительно Солнца, называется синодическим месяцем. Он равен 29,53 средних солнечных суток- Сидерический и синодический месяцы различаются примерно на двое суток за счет движения Земли по своей орбите вокруг Солнца. На рис. 1.15 показано, что при нахождении Земли на орбите в точке 1 Луна и Солнце наблюдаются на небесной сфере в одном и том же месте, например на фоне звезды К. Через 27,32 сут, т. е. когда Луна сделает полный оборот вокруг Земли, она снова будет наблюдаться на фоне той же звезды. Но так как Земля вместе с Луной за это время переместится по своей орбите относительно Солнца примерно на 27° и будет находиться в точке 2, то Луне необходимо еще пройти 27°, чтобы занять прежнее положение относительно Земли и Солнца, на что понадобится около 2 сут. Таким образом, синодический месяц длиннее сидерического на отрезок времени, который нужен Луне, чтобы переместиться на 27°. [c.21]

Окружающий нас мир полон движущихся объектов. Их движение, в широком смысле, можно разделить на два класса в зависимости от того, остается ли объект вблизи некоторого среднего положения или такого положения нет. Примерами движений первого класса являются колебания маятника, вибрация струны скрипки, колебания уровня воды в чашке, движение электронов в атомах, свет, многократно отражающийся от зеркал лазера. В качестве примеров движений второго класса можно указать на скольжение хоккейной шайбы, движение импульса по длинному тросу при дергании за конец троса, волны океана, катящиеся к берегу, пучок электронов в телевизионной трубке, луч света, испущенный звездой и принятый нашим глазом. Иногда одно и то же движение можно отнести к любому из этих классов в зависимости от точки зрения на явление так, волны океана движутся к берегу, но вода (и утка, сидящая на поверхности) совершает движение вверх и вниз, а также вперед и назад относительно некоторого среднего положения. Точно так же импульс смещения бежит по канату, но вещество каната колеблется относительно среднего положения. [c.17]

Истинное положение звезды в некоторый момент времени задается ее гелиоцентрическими прямым восхождение.м и склонением, отсчитываемыми от истинного экватора и точки весеннего равноденствия в этот момент вре.мени. Принимая во внимание нутацию, можно по среднему положению, вычисленному для данного момента времени, получить истинное положение для этого момента. Мы видели, что нутация изменяет долготу звезды и наклон эклиптики. Величины этих изменений (в интересующий нас момент времени) Д и Де могут быть найдены. Изменение Д а, обусловленное наличием Дф и Де, определяется по формуле [c.72]

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]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...