Полюс эклиптики

Пусть система Е связана с плоскостью эклиптики, а 2 с центром Земли. Направим оси Z и Z в сторону движения Земли по эклиптике, а ось X в сторону полюса эклиптики (рис. 17.2). Положим, что системы S и S инерциальны (это справедливо только приближенно, так как относительное движение этих систем не будет прямолинейно поступательным). [c.286]

Если звезда находится в полюсе эклиптики, то р = 0 и из формулы (173.35) получаем [c.286]

Если звезда находится в полюсе эклиптики (рис. 17.3), то [c.287]

Если звезда находится в полюсе эклиптики (рис. 20.2, б), то Ф = 90° в течение всего года, т. е. угловое отклонение звезды от направления ОЕ (см. рис. 20.2, б) сохраняется неизменным по величине (ао = Vf / ) но так как направление вектора изменяется в течение года на угол 2л, то и угловое смещение звезды меняется по направлению звезда описывает кажущуюся круговую орбиту A B D. с угловым радиусом о = [c.422]

К, Р, S, о полюс эклиптики. северный полюс мира. положение тела и положение наблюдателя [2 [c.1198]

Эклиптическая система координат (рис. 45.2) Астрономической широтой р светила называется угол в градусах, измеряемый между эклиптикой и объектом вдоль круга астрономической широты (большого круга, проходящего через полюсы эклиптики и объект). Астрономическая широта считается положительной к северу от эклиптики. Астрономической долготой К называется угол в градусах, измеряемый вдоль эклиптики через юг к востоку между точкой весеннего равноденствия и точкой пересечения эклиптики с кругом астрономической широты, проходящим через объект. [c.1198]

Элементы эллиптического движения. Эллиптическое движение планеты определяется в пространстве шестью постоянными. Проведем через центр 5 Солнца (рис. 152) три оси Sy, с неизменными направлениями. В настоящее время обычно принимают за плоскость ху плоскость эклиптики на 1 января 1850 г., за положительные оси 5л и —прямые, направленные в точку весеннего равноденствия и в точку летнего солнцестояния той же эпохи, и за положительную ось Sz направление на северный полюс эклиптики. [c.363]

Нетрудно вычислить с хорошим приближением среднее значение лунной прецессии. Пусть Z (фиг. 54) — полюс эклиптики. С—полюс Земли, Л1—полюс лунной орбиты. Средняя скорость С под действием Луны будет равна [c.150]

Орбитальное движение Земли приводит также к явлению звездной аберрации, которое было открыто Брэдли (1725—1728). Б своих наблюдениях он пытался обнаружить годичный параллакс, т. е. кажущуюся траекторию, которую описывает проекция звезды на небесный свод из-за изменения положения наблюдателя при движении Земли по орбите (рис. 8.1, а). В общем случае такая траектория должна быть эллипсом, вырождающимся в окружность для звезды, расположенной вблизи полюса эклиптики (как на рис. 8.1, а), или в отрезок прямой для звезды, лежащей в плоскости эклиптики. Брэдли нашел, что звезда действительно описывает эллипс, большая ось которого равна 41", однако направление углового отклонения звезды совершенно иное, чем должно быть при параллаксе (рис. 8.1,6) когда Земля находится в точке А, ее наблюдаемое положение смещено не в точку Л , а в точку Лг, т. е. отклонение происходит в направлении движения Земли. Кроме того, отклонение не зависит от расстояния до звезды и значительно больше, чем параллактическое смещение даже ближайших звезд. Существование параллакса неподвижных звезд было твердо установлено Бесселем лишь сто лет спустя. [c.393]

Рассмотрим, например, тот случай, когда звезда расположена в полюсе эклиптики (фиг. 45). Мы имеем два движения движение луча звезды со скоростью V и движение Земли со скоростью т Чтобы найти направление луча света к наблюдателю (относительную скорость), нужно к скорости распространения света по общему правилу разложения движений придать скорость движения Земли с обратным знаком. [c.67]

Отметим на сфере небесной точку е — полюс эклиптики, и р — полюс экватора, или, что то же, полюс мира. Оказывается, что полюс эклиптики е имеет весьма медленное движение, как уже сказано, около 50" в столетие, полюс же мира оставаясь в среднем в постоянном расстоянии от полюса [c.101]

Ось, проходящая через начало координат и перпендикулярная к плоскости эклиптики, пересекает небесную сферу в полюсах эклиптики. Полюс эклиптики, расположенный в северном полушарии, называется северным, а противоположный полюс — южным. [c.24]

Большой круг, проведенный через полюсы эклиптики П и П и светило 2, называется кругом широт. [c.28]

Связь между второй экваториальной и эклиптической системами координат. Из сферического треугольника, образованного полюсом мира полюсом эклиптики П и светилом 2 [c.35]

Сложное перемещение полюсов мира Ядг и Рв по небесной сфере, обусловленное притяжением экваториального избытка массы Земли со стороны Луны и Солнца, состоит из равномерного движения среднего полюса Рт по малому кругу радиуса е = 23° 27 с центром в полюсе эклиптики П и колебательного движения истинного полюса относительно среднего Рт [c.85]

ОП (рис. 38), проходящей через положение полюса эклиптики П в момент времени t, а затем на угол Два нутация в наклоне) относительно прямой ОТ. [c.92]

О в центре Земли, вращающейся с угловой скоростью п вокруг оси Ог, причем плоскость ху совпадает с плоскостью эклиптики, ось Oz направлена к северному полюсу эклиптики, ось Ох параллельна направлению из С на среднее положение Солнца. Координаты Солнца х, у, г отнесены к системе Сх у г с началом в центре масс С и осями, параллельными осям системы Охуг. [c.458]

Звездным, или сидерическим, лунным месяцем называют промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через плоскость одного и того же круга широты (большого круга небесной сферы, проходящего через светило и полюсы эклиптики). Сидерический месяц составляет 27 сут 7 ч 43 мин 11,47 с, или 27,321661 средних солнечных суток (длительностью 24 ч). Период обращения Луны вокруг собственной оси равен сидерическому месяцу, поэтому Луна обращена к Земле всегда одной стороной. Вместе с тем имеют место небольшие покачивания либрация) Луны относительно среднего положения. Различают оптическую (геометрическую) и физическую либрации. Оптическая либрация является зрительным эффектом вследствие относительного перемещения земного наблюдателя и Луны. Эта либрация обусловлена неравномерностью обращения Луны вокруг Земли, несовпадением плоскостей лунной орбиты и ее экватора, а также суточным перемещением земного наблюдателя. Физическая либрация Луны является отклонением ее реального вращения вокруг центра масс ог вращения соответствующего сферического тела. Эта либрация связана с близостью формы Луны к трехосному эллипсоиду, наибольшая ось которого ориентирована вдоль среднего направления на Землю. Вследствие притяжения Земли создается пара сил, приложенная к Луне и качающая ее вокруг центра масс на угол поряд- [c.250]

Вычисление прецессии и нутации от Луны. Пусть точка К — полюс эклиптики, точка М — полюс лунной орбиты, точка [c.408]

Ортогональная составляющая 5 положительна, когда она направлена к северному полюсу эклиптики. [c.294]

Сравнительно с Солнцем Луна очень близка к Земле, и ортогональная составляющая, возникающая от ее притяжения, больше происходящей от притяжения Солнца. Поэтому главное обратное движение происходит у лунной орбиты, которая наклонена к эклиптике приблизительно на 5 9. Так как линия лунных узлов совершает оборот приблизительно в 19 лет, то плоскость, по отношению к которой экватор движется назад, совершает оборот в то же время. Это производит слабое колебание в движении полюса экватора вокруг полюса эклиптики, называемое нутацией. [c.304]

Орбиты и вращения в большинстве случаев являются прямыми (т. е. движение происходит против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса эклиптики). [c.20]

Показать, что если угол КХР = 90° К — полюс эклиптики, Р — полюс мира. X — звезда), то для такой звезды лунно-солнечная прецессия по прямому восхождению отсутствует. [c.85]

Для подробного 0б71яснения аберрации света и для введения количественных расчетов рассмотрим случай, когда р == я/2, т. е. когда звезда находится в полюсе эклиптики. [c.415]

Таким образом, в результате движения Земли звезды имеют кажущееся смещение в сторону движения Земли. В этом заключается явление аберрации, которое для звезд, иаходящ11хся в полюсе эклиптики, приводит к тому, что в теч( пие года они описывают на небесной сфере окружности, радиусы которых наблюдаются под углом р, который вычисляется по формуле (173.36) и равен 20". Следует заметить, что этот угол был иерводачально обнаружен наблюдателями и только позднее иолучил теоретическое объяснение. [c.287]

В эллиптическом случае, которым мы здесь ограничимся, форма и размеры орбиты некоторой точки Р определяются постоянными а и е (большая полуось и эксцентриситет). Что же касается положения, занимаемого орбитой в пространстве, то небходимо прежде всего отметить, что начало осей выбирается во всех случаях, как это подсказывается самой задачей, в центре силы (в центре Солнца, если речь идет о движении планет), где орбита будет иметь свой фокус. Плоскость ху можно задать произвольно, но в случае планет теперь уже стало общепринятым принимать ее совпадающей с плоскостью эклиптики на 1 января 1850. Оси х, у принимают направленными к точке весеннего равноденствия и к точке лет него солнцестояния в это время, а ось 2 — направленной к северному полюсу эклиптики в силу этого система осей будет правой. По отношению к этой системе осей (или какой-нибудь другой, заданной как угодно) остается еще определить положение плоскости [c.205]

Пример 30. Взаимное расположение конических повераностей, являющихся аксоидами, может быть весьма разнообразным. Например, если станем рассматривать и1вижение Земли, пренебрегая нутацией и принимая в соображение лишь суточное вращение и прецессию, то расположение аксоидов будет такое, как показано на фиг. 61. Здесь О — центр Земли, ось 0Z направлена по оси эклиптики к северному полюсу эклиптики ось ОС идёт к северному полюсу Земли угол между угловой [c.102]

Вторая сфера, на которой расположена наклонная к эклиптике орбита Луны, участвуя в движении первой, вращается вокруг полюсов эклиптики, чем объясняется отступание узлов лунно1"1 орбиты. Третья сфера, на которой расположена Луна, вращается вокруг полюсов лунной орбиты, участвуя, таким образом, в движении обеих внешних сфер. [c.38]

Двия ение планет Евдокс объясняет с помощью четырех сфер. Внешняя сфера, совершающая, как и в случае Луны, одно движение, совпадающее с суточным движением неподвижных звезд, служит для объяснения суточного движения планет. Вторая сфера, участвуя в движении первой, совершает оборот вокруг полюсов эклиптики за время, равное периоду обращения планеты. Вращения третьей и четвертой сфер служат для объяснения прямого и возвратного движений планет. Третье вращение, полюсами которого служат две неподвижные точки на эклиптике, совершается перпендикулярно ей. Плоскость четвертого вращения наклонена к плоскости третьего. В результате этих двух движений траектория планеты [c.38]

Наконец, во второй системе координат за основную ось принимается ось Се эклиптики (фиг. 11), т. е. прямая, перпендикулярная ее плоскости этой прямой на сфере небесной соответствует полюс эклиптики е, сохраняющий, как указано выше, положение по отношению к неподвижным звездам, гораздо более близкое к постоянному, нежели полюс мира р. Угол Р представляет тогда расстояние от полюса эклиптики до светила, но обыкновен но вместо этого расстояния берут дополнёние его до 90°, т. е. дугу а5 = , представляющую расстояние светила от эклиптики, называемое широтой светила. [c.102]

Пусть OXYZ—неподвижная прямоугольная геоцентрическая система координат, причем плоскость XY совпадает с плоскостью эклиптики, ось ОХ направлена к точке весеннего равноденствия, ось 0Z — к северному полюсу эклиптики. Обозначим через тт и nis массы Земли и Солнца соответственно. Если пренебречь массой Луны, то ее движение в рамках основной проблемы описывается уравнениями [c.444]

Введем две прямоугольные геоцентрические системы координат (рис. 101) систему О т] , основной плоскостью которой служит плоскость эклиптики некоторой эпохи, ось абсцисс направлена в точку весеннего равноденствия той же эпохи, а ось аппликат— к полюсу эклиптики и систему координат Oxyz, оси которой направлены по главным центральным осям инерции Земли, [c.751]

Введем гелиоцентрическую систему координат 8хух, ось 8х которой направлена в точку весеннего равноденствия Т, ось расположена в плоскости эклиптики, а ось 8, направлена к северному полюсу эклиптики. Для большей общности получаемых результатов при рассмотрении гелиоцентрического участка будем полагать, что этот участок начинается не от Земли, а от планеты от- правления Ри и заканчивается у планеты дазначения Рг (рис. 7.22 . [c.290]

Можно заметить также, что если бы полюс экватора располагался очень близко от полюса эклиптики или отстоял от него почти на 90°,то мы имели бы другое стационарное движеиие. Так же как и в уже упоминавшемся случае волчка, для изучения колебаний или цутации в окрестности этого движения необходимо применять различные способы. [c.393]

Опишем сферу с центром в точке О и будем рассматривать движение на поверхности этой сферы (рис. 49). Пусть К — полюс эклиптики, а Солнце 5 оиис1Лвает круг ВЕРН, центром которого служит точка К- Пусть ОЕ — большой круг, перпендикулярный к прямой КС. Так как ось ОС и ось фигуры Земли можно считать [c.406]

Пример. Полюс эклиптики М начинает движеиие нз точки К н описывает болынон круг КХ с постоянной угловой скоростью V. Доказать, дается формулами [c.411]

Это выражение для dijj/d/ точное. Поэтому, еслн подставить в него вместо ряд их приближенные значения, то можно будет оценить эффект от отбрасывания малых членов. Этот результат можно также вывести из кинематических уравнений Эйлера, так как р — —sin 0 eos ф, = sin 0 sin ф. Выполняя подстановку и сохраняя квадраты NIM, находим, Tod- Ut отличается от —g, а sin Z от М только малыми периодическими членами. Как известно, полюс М обладает обратным движением вокруг полюса эклиптики 2 со средней угловой скоростью, которую мы обозначили через g. Таким образом, точки М п С обладают попятным движением [c.427]

Эти соотношения описывают повороты вокруг осей, направленных соответственно в точку весеннего равноденствия, в точку летнего солнцестояния и в северный полюс эклиптики. Главное преимущество Ar j, Aip перед Arl g, Агрз заключается в лучшем разделении поправок Аш и АЕ. В Arl i поправка АЕ входит с множителем —sine, тогда как в Атрз ата поправка входит в линейной комбинации с oseAm. [c.215]

Если длительное время наблюдать за Солнцем, то можно обнаружить, что оно помимо видимого суточного движения вокруг Земли совершает также движение среди звезд в восточном направлении (в направлении увеличения прямого восхождения) со скоростью около Г в сутки, возвращаясь в свое исходное положение через один год. Траектория этого движения представляет собой больпюи круг, называемый эклиптикой, который лежит в плоскости орбиты Землн вокруг Солнца, от большой круг является основной плоскостью эклиптической системы координат. Он пересекает небесный экватор в точках весеннего (Т) и осеннего (г г) равноденствий под углом 23 27, который обычно обозначается и называется наклонением эклиптики. Полюс эклиптики К отстоит На такой же угол от северного полюса мира. [c.37]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...