Параллакс геоцентрический

Луны для любого заданного времени, однако в этих элементах может заключаться погрешность, достигающая одной минуты. Но эти определения могли бы быть без большого труда выполнены, если бы имелось достаточное число точнейших наблюдений Луны. На самом же деле, как мне сообщено, обыкновенно производимые астрономические наблюдения доставляют результаты, которые могут отличаться от истинных на целую минуту это главным образом относится до результатов, выводимых из наблюдений кульминаций Луны, при которых определяется сперва высота верхнего нли нижнего края, затем прохождение через меридиан левого или правого края лунного диска. В высоте же, как наблюденной, так и исправленной рефракцией, едва ли можно избежать погрешности, достигающей до 10", затем в моменте прохождения через меридиан может, наверное, быть погрешность до одной секунды времени, отчего в месте Луны происходит погрешность в 15". Кроме того, надо точнейшим образом знать видимый диаметр Луны, в котором также едва ли возможно избежать погрешностей, затем для определения геоцентрического места Луны, требуется точное значение ее параллакса, зависящего от самой теории, и в величине которого наверное может заключаться погрешность в несколько секунд. Сопоставив все эти погрешности, едва ли можно ожидать, чтобы наблюденные места Луны согласовались с истинными до одной минуты. Отсюда понятно, что эти погрешности переходят в упомянутые выше элементы, определяемые непосредственно или по уравнениям, если только не взять весьма большое число наблюдений. Поэтому те определения этих элементов, которые произведены на основании различных наблюдений и которыми мы в атом сочинении пользуемся, мы отнюдь же считаем вполне точными, и не сомневаемся, что они требуют значительных исправлений, ибо мы не слишком доверяем даже тем точным наблюдениям, которыми мы пользовались. Может оказаться, что наши таблицы несколько отличаются от других, что, однако, не должно быть относимо к недостаткам теории, тем более, что места апогея и узлов мы брали те, которые показаны в таблицах Майера, требующих значительных исправлений. Тем не менее прилагаемые к этому сочинению таблицы в редких случаях дают результаты, отличающиеся от наблюдений более чем на одну минуту, так что астрономы могут ими пользоваться вместо таблиц Майера или Клеро, тем более, что вычисление по нашим таблицам значительно проще, ибо все величины определяются по четырем углам, пропорциональным времени, и даже самая широта Луны находится непосредственно по этим же углам, тогда как иначе нужно производить довольно утомительное вычисление поправок для узлов и места Луны на ее орбите. Но я добавляю, что нетрудно видеть, что если бы кто пожелал сопоставить эти таблицы с многочисленными наблюдениями, то добавив к этим таблицам некоторые малые поправки, он довел бы эти таблицы до гораздо большего совершенства и тем принес бы весьма большую пользу астрономии. [c.222]

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]

НЫХ объектов в Солнечной системе принимают центр масс Земли, при наблюдениях звезд — центр масс Солнца. В первом случае угловое расстояние на небесной сфере между проекциями небесного объекта, равное разности направлений на этот объект из центра масс Земли и из точки на поверхности Земли, называется геоцентрическим, или суточным параллаксом. Разность направлений на звезду, проведенных из центра Солнца и центра Земли, называется гелиоцентрическим, или годичным параллаксом си. % 2.Ш). [c.124]

Геоцентрический (суточный) параллакс. При вычислении поправок за параллакс принимают элементы — экваториальный [c.124]

Если ввести средний экваториальный горизонтальный параллакс объекта по на среднем геоцентрическом расстоянии этого объекта Ао формулой [c.125]

Как уже было отмечено выше, приведенные формулы предназначены для точного учета суточного параллакса в координатах Луны и ИСЗ, движущихся на небольших геоцентрических расстояниях. [c.128]

Горизонтальный экваториальный параллакс л небесного объекта на геоцентрическом расстоянии А можно выразить через средний горизонтальный экваториальный параллакс Солнца П э соотношением [c.128]

После определения геоцентрического расстояния объекта Д поправки за параллакс вычисляются по формулам [c.129]

Второй способ введения поправок за параллакс в прямоугольные геоцентрические координаты объекта заключается в редукции геоцентрических координат Солнца Xq, Yq, Zq К месту наблюдения] для этого вычисляют [c.129]

Формулы поправок за суточный параллакс к эклиптическим геоцентрическим координатам А, Я,, р получаются заменой в формулах поправок к экваториальным координатам величин а, o на X, р и выражением экваториальных координат места наблюде [c.130]

Если геоцентрическое расстояние Д небесного объекта неизвестно, то точный учет суточного параллакса в эклиптических координатах можно произвести при помощи приема Гаусса — перехода к фиктивному месту наблюдения [40]. [c.131]

Для небесных объектов, проекции которых на небесной сфере расположены очень близко друг к другу, дифференциальный параллакс в прямом восхождении а, склонении б и геоцентрическом расстоянии Д определяется равенствами [c.140]

Геоцентрический параллакс. Горизонтальный параллакс любого небесного тела в некоторый мо.мент времени определяется как угол с вершиной в центре этого тела, опирающийся на экваториальный радиус Земли. Горизонтальный параллакс почти равен видимому вертикальному смещению небесного тела (светила) относительно фона звезд в тот момент, когда это светило восходит или заходит. Постоянная параллакса Солнца равна углу, под которым с расстояния в одну астрономическую единицу виден экваториальный радиус Земли, а ее значение принято равным 8",80. Следовательно, если обозначить геоцентрическое расстояние любого тела, выраженное в астрономических единицах, через г, то горизонтальный параллакс дается формулой [c.182]

Случай 4. Наблюденное место — астрометрическое топоцентрическое, вычисляемое — астрометрическое геоцентрическое. Привести наблюдение к тому же равноденствию и экватору, что и для вычисленного места, и исправить наблюдение за параллакс по формулам (12) или при помощи параллактических множителей. [c.184]

Их можно легко вычислить пз приближенной геоцентрической-эфемериды при условии, что приводится также геоцентрическое расстояние. Последнее требуется в любом случае для вычисления поправки за аберрацию и в некоторых методах —за параллакс. [c.206]

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]

Нам хотелось бы, устраняя влияние геоцентрического параллакса, получить геоцентрические координаты прямое восхождение а, склонение б и расстояние г. Аналогичная задача у нас уже встречалась (разд. 2.9.2, пример 3, части 2, 3). [c.80]

Четыре уравнения (3.33), (3.39), (3.40) и (3.41) являются точными и дают поправки, обусловленные геоцентрическим параллаксом. Можно рассмотреть несколько случаев [c.82]

Расстояние до объекта порядка радиуса Земли (например, спутник Зе.мли). В этом случае должны применяться точные уравнения. Величины (а — а), (б —б) и (/ —г) теперь уже не являются малыми. Дальность г либо может быть непосредственно измерена ири помощи радиолокатора, либо, если орбита спутника известна, может быть найдена приближенно. Если ни одно из этих условий не выполняется, то учесть поправки, обусловленные геоцентрическим параллаксом, уже не так просто. Для того чтобы получить расстояние, надо иметь данные наблюдений по крайней мере из двух точек на поверхности Земли. Если спутник наблюдают одновременно с двух станций О и О", то на каждой станции получают его видимое положение. Пусть эти положения задаются парами чисел (а, б ) и (а", б"). Геоцентрическое положение спутника задается парой чисел (а, б). Если расстояния от спутника до точек О, О" и до центра Земли обозначить г, г" и г, то тогда мы имеем пять неизвестных величин а, б, г, г" и г. Уравнения (3.28), (3.29) и (3.30) записываются сначала применительно к О, а затем к О". Из полученных таким образом шести уравнений могут быть найдены наши пять неизвестных. Заметим, что на практике одновременное проведение наблюдений маловероятно, так что задача обработки данных наблюдений оказывается значительно более сложной. [c.83]

Было разработано много прямых и косвенных методов для измерения этой важной величины. Некоторые методы, например прохождение Венеры по диску Солнца, представляют только исторический интерес и не обеспечивают высокой точности. До недавнего времени наиболее приемлемыми оказывались способы, при которых использовались наблюдения малой планеты Эрос, который иногда проходит на расстоянии 23 млн. км от Земли. В одном из подобных методов прн но.мощи триангуляции, осуществленной под руководством Спенсер-Джонса, было определено геоцентрическое расстояние Эроса, что позволило вычислить солнечный параллакс. Во втором методе, примененном Рабе, использовалась динамическая особенность задачи учитывались возмущения орбиты Эроса, производимые планетами. [c.304]

Из наблюдений, после редукции за параллакс, получаем геоцентрические экваториальные сферические коор- [c.17]

Прибавление поправок за параллакс к наблюденным координатам объекта дает такие значения координат, которые получились бы в том случае, если бы наблюдения производились из центра Земли, и, следовательно, этот путь действий является удобным, если наблюдения необходимо сравнить с геоцентрической эфемеридой. Однако часто бывает так, что в распоряжении нет точной эфемериды, и тогда наблюдения можно сравнить с теоретическими положениями, вычисленны.ми специально для этой цели. В таких случаях вместо исправления наблюдений за параллакс выгодно отнести вычисленные положения к месту наблюдателя, используя топоцентрические координаты. [c.183]

Случай 1. Наблюденное место — видимое топоцснтрическое, вычисляемое — видимое геоцентрическое. Исправить наблюденное место за параллакс при помощи (12) или применяя параллактические множители. [c.184]

Чтобы избавиться от влияния этого геоцентрического параллакса, обусловленного конечными размерами Земли, надо топо-аеитрические экваториальные координаты объекта привести к центру Земли. [c.79]

Редукиия наблюдений за параллакс. Переход от наблюденных топоцентрических координат светила а, о к геоцентрическим координатам а, 8 осуществляется с помощью формул [c.18]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...