Солнце эклиптическое

Эклиптическая система координат удобна при рассмотрении движения тел Солнечной системы. Геоцентрические эклиптические координаты применяются в настоящее время для Солнца п Луны. [c.28]

Если вместо прямоугольных экваториальных координат Солнца Xq, Уо, Zo заданы его эклиптические координаты Rq, Яд, Рд то геоцентрические экваториальные координаты [c.40]

Начало тропического года совпадает с моментом начала бесселева фиктивного) года, за который принимают момент времени, когда долгота среднего эклиптического Солнца ), уменьшенная на величину постоянной аберрации и отсчитываемая относительно средней точки весеннего равноденствия Тср, равна 280 . Бесселев год на О ,148 Т короче тропического года. Момент начала бесселева года обозначается номером соответствующего календарного года, сопровождаемым нулем десятых (например, 1950,0 в данном случае этот момент совпадает с датой 1950, янв. 0,9234). [c.151]

То есть средняя долгота Солнца. Средним эклиптическим Солнцем называется фиктивная точка, равномерно движущаяся по эклиптике со средней угловой скоростью истинного Солнца, [c.151]

За начало такой системы координат чаш,е всего принимают центр Земли или центр Солнца, поскольку большинство планет движется в плоскостях, наклоненных относительно эклиптики всего на несколько градусов. Особенно удобна эклиптическая система при рассмотрении межпланетных полетов. [c.38]

Вводится фиктивное тело, называемое средним эклиптическим солнцем, которое одновременно с Солнцем выходит из перигея, движется в плоскости эклиптики со средней угловой скоростью Солнца (среднее движение) и одновременно с Солнцем возвращается в перигей. [c.57]

В момент, когда среднее эклиптическое солнце, двигаясь в плоскости эклиптики, достигает точки весеннего равноденствия Т, начинает движение второе фиктивное тело, называемое средним экваториальным солнцем. Оно движется вдоль экватора со скоростью, равной среднему движению Солнца, и возвращается в точку Т одновременно со средним эклиптическим солнцем. [c.57]

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]

Здесь X и У — геоцентрические эклиптические координаты Луны, ось X всегда направлена в среднее геоцентрическое положение Солнца. Независимая переменная определялась выражением [c.297]

Метод навигации, описанный в предыдущем разделе, опирается на измерения трех углов в эклиптической системе координат двух относительно Солнца и третьего относительно планеты. Можно подумать, что при использовании звезд, которые определяют плоскость эклиптики и направление прямой, лежащей в этой плоскости (не обязательно направление на точку весеннего равноденствия), для измерения требуемых углов возможно применить инструмент, аналогичный секстанту. Однако здесь возникает серьезное затруднение с конструкцией инструмента, который обеспечивал бы требуемую точность при достаточно малой массе. Точность 1" была бы труднодостижима . между тем именно такая точность необходима при измерении расстояний порядка нескольких тысяч километров. [c.442]

Пусть X, у, Z — прямоугольные координаты планеты Р с массой т относительно эклиптической системы координат с начале О в центре Солнца, причем массу Солнца обозначим через / о- Пусть на рис. 21 г — радиус-вектор ОР, X— эклиптическая долгота XR и 0 — соответствующая широта RQ. Тогда [c.192]

Пример. Пусть X, Y, Z — прямоугольные и / , L, В — сферические эклиптические координаты Солнца. Тогда [c.22]

Эклиптическая гелиоцентрическая система координат. Для перехода от геоцентрической эклиптической системы координат , т), ii к гелиоцентрической х, у, z необходимо перенести начало координат в центр Солнца S. Ось X по-прежнему направлена в точку весеннего равноденствия. Формулы перехода имеют вид [c.22]

Одной из возможностей использования гравитационного поля Юпитера является отклонение траекторий космических зондов от плоскости эклиптики, что позволит производить научные наблюдения на больших эклиптических широ тах. Портер, Лус и Эджкомб в своей работе [14] исследовали эту возможность и рассмотрели два способа облета Юпитера с выходом из плоскости эклиптики поворот плоскости орбиты зонда на 90° после пролета Юпитера и поворот с максимизацией составляющей вектора скорости зонда, нормальной к плоскости эклиптики (рис. 6). Хотя при первом способе поворота траектории зонд пройдет над Солнцем, [c.20]

Введем эклиптическую систему координат Ох / 2 с началом системы в центре Землие Ось Ол направлена в точку солнечного перигея,ось 01/ ортогональна оси Ог в плоскости эклиптики и направлена в сторону движения Солнца,ось дополняет систему до правой системы координат. В этой системе координаты Солнца будут [c.201]

Идеи Эйлера по теории движения Луны положены Хиллом [4] в основу его работ по фундаментальной теории движения Луны. Хилл, как и Эйлер, пользуется прямоугольной геоцентрической эклиптической системой координат, равномерно врагцаюгцейся с угловой скоростью, равной среднему движению Солнца п. Ось абсцисс направлена по прямой, соединяюгцей Землю и Солнце. В этих координатах дифференциальные уравнения задачи Хилла имеют вид [c.132]

Положение и скорость спутника в пространстве. Пусть заданы элементы орбиты (4.1.4), а требуется определить координаты и составляющие скорости спутника в экваториальной (эклиптической) системе координат Fxyz (рис. 4.1) в произвольный момент времени t. При этом будем полагать, что орбита спутника эллиптическая (для гиперболической и параболической орбит последовательность вычислений остается такой же, но должны использоваться соотношения, полученные ранее для этих орбит). Ось Fx направлена в точку весеннего равноденствия Т, которая на небесной сфере соответствует линии пересечения плоскостей экватора и эклиптики при переходе Солнца из Южного полушария в Северное. [c.100]

Соотношения (7.4.17), по суш ест-ву, определяют радиальную и трансверсальную составляюш ие скорости КА в квазиорбитальной системе координат начало которой совпадает с центром масс Солнца, а координатная плоскость совмеш ена с плоскостью движения КА. При этом ось направлена по текуш е-му радиусу-вектору КА, ось — против трансверсальной составляю-ш ей скорости, а ось дополняет систему до правой. По оси направлен единичный вектор внешней нормали к плоскости движения КА. Переход от эклиптической к ивази-орбитальной системе координат осу-ш ествляется поворотами на углы й, г, и [c.297]

Положения тел в солнечной системе обычно относятся к одной из двух систем координат к эклиптической или к экваториальной системе. Основная плоскость в эклиптической системе есть плоскость земной орбиты в экваториальной системе — это плоскость земного экватора. Нуль-пунктом основного круга обеих систем является точка весеннего рлвно-действия, т. е. точка, в которой эклиптика пересекает экватор с юга на север, и обозначается через Т- Полярные координаты в эклиптической системе называются долготой и широтой, а в экваториальной — прямым во хождением и склонением. Если начало находится в центре Солнца, то для обозначения координат употребляются латинские буквы, а если оно находится в центре Земли, то—греческие. Итак [c.168]

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]

Для определения системы координат достаточно указать ее начало, опОр-ное направление и основную плоскость, В механике космических полетов наиболее употребительны системы координат, начала которых располагаются в центре Земли геоцентрические), в-точке стояния наблюдателя (топоцентрические), в центре Солнца, Луны и планет (гелио-, селена- и планетоцентрические). В качестве опорного направления часто принимают направление на точку весеннего равноденствия Х1 на север илй юг меридиана наблюдателя, вдоль оси вращения Земли. За основную плоскость принимают плоскость экватора (экваториаль ме). эклиптики эклиптические , горизонта (горизонтальные системы координат). Если положение осей системы координат не зависит от емени, такую систему координат называют инерциальной или абсолютной. Если оси системы координат перемещаются (вращаются), такую систему называют относительной. Параметры движения, рассматриваемые в этих системах координат, называют соответственно абсолютными или относительными. [c.52]

Ox y Z — солнечно-эклиптическая система ее ось Оус совпадает с осью Оу-а, а OZ направлена по линии Земля — Солнце [c.44]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...