Широта небесная

Условные уравнения, составляемые по наблюдениям долготы и широты небесного тела [c.281]

Эти замечания нашли интересное применение в так называемой задаче об изменении широт. Эта задача ведет свое начало от того факта, полученного из наблюдений, что движение Земли около ее центра тяжести не только не является простым суточным вращением, рассматриваемым в элементарной космографии, но, строго говоря, не является даже регулярной прецессией, понятие о которой мы дали в п. 20 гл. IV т. I, и даже не представляет собой то общее возмущенное движение (которым мы будем заниматься в п. 61 следующей главы), которое могла бы предвидеть механика абсолютно неизменяемых тел, когда принимается во внимание лунно-солнечное притяжение. Остаются необъяснимыми некоторые дальнейшие малые перемещения мгновенной оси вращения Земли как относительно полярной земной оси, так и относительно неподвижных звезд. Именно эти весьма малые перемещения мгновенной оси относительно неподвижных звезд и вызывают так называемые изменения широт (на небесной сфере). [c.221]

Положение точки на планетоцентрической небесной сфере в такой системе координат определяется планетоцентрической широтой Ь, отсчитываемой от плоскости орбиты по планетоцентрическому кругу широт (большой круг планетоцентрической небесной сферы, проходящий через полюс гелиоцентрической орбиты планеты Ппл и данную точку), и планетоцентрической долготой I, измеряемой дугой орбиты планеты между точкой весеннего равноденствия планеты Тпл и кругом широт данной точки. [c.59]

При этом надо иметь в виду, что угол со, выписанный в (3.1.15), представляет собой в данном случае угловое расстояние между восходящим узлом орбиты и точкой, в которой небесное тело находится в момент 0. т. е. аргумент широты в этот момент. Этот угол обозначается через о- [c.269]

Если движение данного небесного тела происходит по орбите, имеющей малый наклон к эклиптике, то при улучшении элементов эллиптической орбиты часто используют расхождения между наблюденными эклиптической долготой К и эклиптической широтой р. Величины ЛЯ = Х —XW и Лр = pW — где индексом (н) отмечены наблюденные значения координат и индексом (в)—вычисленные, выражают обычно через поправки к следующим элементам орбиты п (среднее угловое движение), е (средняя долгота в орбите в эпоху — см. ч IV, 3.03), п (долгота перигелия), Q (долгота узла), е (эксцентриситет), i (наклон орбиты). Вместо поправки к наклону i рассматривают при [c.281]

Для специалистов еще важно знать, как расположена орбита в своей плоскости (над какими широтами располагаются перигей и апогей или чему равен угол между линией апсид и линией узлов) и как ориентирована плоскость орбиты в пространстве. Последнее указывается так называемой долготой узла — углом й между некоторым неизменным направлением в пространстве (из центра Земли в точку весеннего равноденствия) и линией узлов. Если, кроме того, знать, в какой момент спутник прошел какую-нибудь конкретную точку своей орбиты (например, перигей), то по формулам небесной механики может быть предсказано положение спутника в околоземном пространстве в любой момент времени. [c.91]

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]

ЭКЛИПТИКИ К И небесное тело X, пересекает эклиптику в точке О. При этом эклиптическая долгота % равняется углу между точками Т н О, измеряемому вдоль эклиптики в восточном направлении (т. е. в направлении увеличения прямого восхождения) от О до 360 или от О до 24 . Эклиптическая широта р измеряется в гра- [c.38]

Пример 1. Вычислим на геоцентрической небесной сфере часовой угол Н и склонение б тела, имеющего азимут (измеряемый в восточном направлении от точки севера) А и высоту а. При этом будем считать, что широта наблюдателя равна ф. [c.45]

Пример 2. Считая, что наклонение эклиптики равно , преобразуем эклиптические координаты (небесную долготу К и небесную широту Р) космического аппарата в геоцентрические экваториальные координаты (прямое восхождение а и склонение б). [c.46]

Вещество, из которого состоит Галактика (звезды, космическая пыль и газ) распределено симметрично по обе стороны от галактического экватора LNA (рис. 2.16). Большой круг галактического экватора пересекается с небесным экватором в двух точках N и N. Первая точка называется восходящим узлом, вторая — нисходящим узлом, поскольку тело, движущееся вдоль галактического экватора в направлении увеличения прямого восхождения, при пересечении точки N поднимается из южного полушария неба в северное, а в точке N переходит из северного полушария в южное. По определению северный и южный галактические полюсы G и G лежат соответственно в северном и южном полушариях. Каждое тело X (а, б) имеет галактическую долготу и широту. [c.52]

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]

Для того чтобы учесть геометрическую и физическую либрации Луны, в астрономии была введена так называемая селенографическая система координат. Начало этой системы совпадает с центром Луны. Если Луна находится в среднем восходящем узле своей орбиты в момент времени, когда узел совпадает либо со средним перигеем, либо со средним апогеем, то точка пересечения линии, соединяющей центры Земли и Луны, с поверхностью Луны считается средним центром видимого диска. Эта точка, подобно гринвич>-скому меридиану на Земле, определяет главный лунный меридиан, от которого отсчитывается селенографическая долгота К объекта на Луне. За положительное выбирается направление к Морю Кризисов (т. е. на запад на геоцентрической небесной сфере). Селенографическая широта Р отсчитывается от лунного экватора вдоль меридиана, причем положительной считается широта в северном полушарии Луны (т. е. в том полушарии, где расположено Море Ясности). [c.290]

Другая тенденция состоит в значительном повышении точности наблюдений и изменении относительной важности измеряемых величин. До появления радиолокатора в теории движения Луны использовались главным образом эклиптические долгота и широта Луны, а расстояние (или связанное с ним значение синуса параллакса) применялось уже в третью очередь. Такой порядок, или приоритет, был продиктован тем, что астрономы располагали Только оптическими измерениями положений Луны на небесной сфере. Радиолокация, позволяющая непосредственно получить расстояние, повысила значение синуса параллакса. Установка на Луне лазерных уголковых отражателей окончательно закрепила первую роль в лунной теории за рядами для синуса параллакса. Кроме того, поскольку точность лазерных измерений расстояния Земля—Луна составляет 25 см, то и ряды в теории Луны должны обеспечивать такую же точность. Ряды для двух других [c.299]

При измерении видимой долготы Солнца необходимо принять во внимание, что соседние звезды не будут видны однако эту трудность можно преодолеть, спроектировав слабое изображение Солнца на звездное поле в окрестностях точки небесной сферы, находящейся в оппозиции к Солнцу (см. разд. 12.8). С помощью такого приема можно выполнить дифференциальные измерения положения центра диска Солнца относительно звезд поля определенные таким путем видимые долгота Xs и широта ps дадут нам видимые долготу и широту ps Солнца из соотношений [c.443]

Рис. 8. Гелиоцентрическая долгота к широта планеты (проекция на небесную сферу).

По сравнению со вселенной земля представляется маленькой точкой в пространстве. Если бы мы могли уменьшить солнце до размеров шара диаметром в 60 сж и пропорционально уменьшить всю остальную вселенную, то земной шар был бы примерно равен по размерам маленькой горошине диаметром 5,6 мм, а ближайшая звезда находилась бы от него на расстоянии 13000 км. Однако для определения вашего места относительно земли вы должны сперва найти небесную широту и долготу бесконечно удаленного небесного тела, а затем определить положение этого тела не относительно микроскопического земного шара, а относительно еще более микроскопического предмета — вас самих. [c.326]

Точкой весеннего равноденствия пользуются для определения прямого восхождения светила — величины, которая в сочетании со склонением позволяет установить положение небесного тела на небе так же, как дол- гэб гота в сочетании с широтой [c.329]

Рис. 299. Вершинами астрономического треугольника являются полюс небесной сферы, зенит (проекция положения наблюдателя на небесную сферу) и светило. Одна сторона его равна зенитному расстоянию (90° минус высота звезды) другая сторона равна полярному расстоянию (90° минус склонение), а третья равна 90° (угловое расстояние от экватора до полюса) минус земная широта наблюдателя. Интересующими вас углами будут угол при зените, другими словами, азимут, и угол при полюсе, равный часовому углу (угловому расстоянию в часах между небесным меридианом светила и меридианом наблюдателя).

Широта какого-либо места определяется по высоте над горизонтом одного из небесных светил. Для измерения высоты светила нужна горизонтальная плоскость, от которой производится отсчет. В условиях хорошей видимости для этой цели может служить естественная линия горизонта. При отсутствии видимости на суше можно пользоваться свободной поверхностью какой-нибудь жидкости или плоскостью, перпендикулярной к отвесу. Однако эти приспособления не должны двигаться ускоренно. В море, когда имеет место качка корабля, все эти способы неприемлемы. Одним из первых надежно работавших в этих условиях приборов с гироскопическим маятником был искусственный горизонт Флериэ (1886 г).О [c.500]

Но этого еще недостаточно для того, чтобы привести доступные нам эксперименты к той схематической простоте, которая позволила бы выяснить характеристические свойства, присущие понятию о силе. Все тела обладают известным протяжением) мы видели при изучении кинематики, что даже в частном случае движения твердой системы кинематические элементы (скорости, ускорения, траектории) отдельных точек, вообще говоря, отличаются друг от друга. Поскольку мы здесь предполагаем сделать общие индуктивные выводы о характере. сил путем анализа их динамического эффекта, совершенно ясно, что указанное многообразие одновременных кинематических особенностей неизбежно должно маскировать явления и даже отвлекать наше внимание от возможного схематического изображения всего процесса в целом. Чтобы элиминировать. это многообразие усложняющих обстоятельств, целесообразно ограничиться сначала телами настолько малыми (по сравнению с размерами области, в которой происходит движение), чтобы положение тела можно было определить без значительной погрешности геометрической точкой. 13сякое тело, рассматриваемое о этой точки зрения, принято называть материальной точкой. Это название не только не противоречит нашим наглядным представлепяям о конкретных явлениях, но, как было уже указано в кинематике (II, рубр. 1), соответствует уже установившимся взглядам так, например, положение судна на море обыкновенно определяют долготой и широтой места но в действительности эти координаты определяют только одну геометрическую точку на земной поверхности, которую мы отолсествляем с нашим судном в силу его незначительных размеров по сравнению с размерами земли точно так же, чтобы привести пример, еще лучше соответствующий приведенному выше определению, мы изображаем все звезды точками на небесной сфере, хорошо зная, как велики их размеры по сравнению с телами на земле. [c.300]

Рис. 3. Ра спреде,ленце источников гамма-всп.пссксв ня небесной сфере (Ь" и Г — галактические широта и долгота),

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]

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]

Дополнение до 90° острого угла между астрономической вертикалью и осью вращения Земли называется астрономической широтой фа. Геометрическое место точек на поверхности Земли с астрономической широтой, равной 0°, называется астрономическим экватором, геометрические места точек с другими фиксированными частными значениями астрономической широты называются параллелями. Принято считать широты точек в северном полушарии положительными, в южном — отрицательными. Экватор и параллели являются кривыми двоякой кривизны, мало отличающимися от плоских кривых. Астрономический экватор не совпадает с географическим экватором — экватором вращения, но все вертикали в точках астрономического экватора перпендикулярны к оси вращения Земли и, следовательно, параллельны плоскости географического экватора и пересекают небесную сферу по небесному экватору. Широты географических полюсов необязательно равны точно 90°, однако можно считать, что точки с астрономической широтой в 90° являются астрономически определенными географическими полюсами. [c.47]

В обеих системах — селеноэкваториальной луноцентрической и селенографической )—селенографические долготы X отсчитываются по лунному экватору от основной точки (точки пересечения нулевого селенографического меридиана, проходящего через первый радиус, с лунным экватором) к востоку (на геоцентрической небесной сфере — к западу) селенографические-широты р — острые углы между луноцентрическим радиусом-вектором и плоскостью лунного экватора, как обычно, отсчитываются от экватора Луны по лунным меридианам таким образом, селенографические долготы к возрастают в направлении к Морю Кризисов, селенографические широты р считаются [c.73]

Возрождение античной философии было непростым. С одной стороны, идеи Аристотеля привлекали широтой взглядов, логической связностью всей системы, универсальностью объяснений. С другой стороны, языческие идеи этой философии противоречили христианским догмам вечности мира, его происхождения, влияния небесных явлений на земные события и тому подобное. Попытки примирения христианства и аристотелизма приобрели первостепенное значение. [c.17]

Движенпс плоскостей отсчета. Плоскостями отсчета, чаща всего используемыми в небесной механике, являются плоскость эклиптики и плоскость экватора. Большие круги, по которым эти две плоскости пересекают небесную сферу, называются эклиптикой и экватором. Точка весеннего равноденствия (или, сокращенно, равноденствие) является одной из двух точек пересечения эклиптики и экватора, через которую Солнце проходит приблизительно 21 марта. Эклиптика,экватор п равноденствие — все вместе находятся в непрерывном движении, и, следовательно, широта, долгота, склонение и прямое восхождение любого небесного тела непрерывно изменяются. Большая часть этих изменений различны в разных областях неба. Прп аналитическом выводе этих изменений появляется два рода членов—периодические члены, которые в своих аргументах содержат определенные элементы орбит Земли и Луны (они называются нутационными членами), а также вековые члены, которые содержат степени времени и но зависят от мгновенных положений Зе.мли и Луны это — прецессионные члены. Удобно рассматривать эти два класса членов раздельно. [c.179]

Для удаленных тел, таких, как звезды, размеры Земли пренебрежимо малы по сравнению с расстоянием от Земли. Поэтому наблюдения этих тел не зависят от положения наблюдателя на поверхности Земли. В случае наблюдения планет, Солнца, Луны пли космических аппаратов положение наблюдателя на поверхности Земли имеет большое значение. Направление, в котором наблюдатель видит такой объект, отличается от направления, в котором видел бы этот объект гипотетический наблюдатель, находящийся в центре Земли. В ежегоднике Астрономические эфемериды и других изданиях положения естественных небесных тел затабулированы по отношению к геоцентрической небесной сфере. Для перехода от геоцентрических координат к топоцентри-ческим необходимо вносить поправки в приводимые в справочниках значения широты и долготы объекта. Аналогичная процедура необходима и в случае вычисления положения искусственного спутника Земли. Более подробно процедура вычисления таких поправок будет обсуждаться в гл. 3. [c.37]

Полезную систему координат для космической навигации образуют звезды. Поэтому в качестве системы координат выберем эклиптическую прямоугольную систему, оси которой направлены в точку весеннего равноденствия, в точку эклиптики, имеющую на ЭО" большую долготу, чем точка весны, и в северный полюс эклиптики. Обозначим эти координаты. V, у, г. Тогда гелиоцентрическая небесная долгота X, широта р и радиус-вектор г косми- [c.440]

Пользуясь небесным экватором и небесными полюсалш как ориентирами, вы можете определять полярное расстояние звезды, т. е. ее угловое расстояние от полюса, и ее склонение, т. е. угловое расстояние от небесного экватора. Так как положение полюсов и небесного экватора вполне определенно и не изменяется с изменением положения наблюдателя, как полярное расстояние, так и склонение светила в любое время могут быть опре, делены заранее. Вы найдете склонение солнца, луны, звезд и планет для любого месяца и часа в Астрономическом календаре . Так как склонение плюс полярное расстояние равно 90°, полярное расстояние мы получаем, вычитая склонение из 90°. Как вы увидите из рисунка, склонение на небесной сфере соответствует широте на поверхности земли. [c.328]

Проекции земных меридианов также используются в качестве ориентировочных линий на небесной сфере, но эти небесные меридианы вращаются вместе с землей, тогда как небесная сфера остается неподвижной. Представьте себе на минуту, что вы смотрите на небесную сферу из центра стеклянного шара, представляющего собой землю и размеченного параллелялш широты и меридианами. По мере вращения шара вокруг своей оси вы увидели бы, как меридианы, проектирующиеся на небесную сферу, перемещаются в восточном направлешш. Если вы заметите по часам время прохождения одного из этих меридианов через солнце, вы увидите, что промежуток между двумя последовательными прохождениями равен 24 час. Но, если вы заметите по часам время двух последовательных прохождений определенным меридианом какой-либо звезды, вы увидите, что промежуток между этими прохождениями равен 23 час, 56 мин. и 3,33 сек, Эта разница между [c.328]

По эклиптике совершается видимое годичное движение Солнца среди звезд в направлении, обратном суточному вращению небедной сферы Эклиптика пересекается с небесным экваюром в двух точках в точке весеннего у ив точке осеннего 1 равноденствия. Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90°, называются точкой летнего (в северном полушарии) и точкой зимнего (в южном полушарии) солнцестояния. Большой полукруг небесной сфе ры ПоП, проходящий через полюсы эклиптики и через светило о, называется кругом широты светила [c.18]

При решении разнообразных задач авиационной астрономии приходится определять положение светил на небесной сфере. Для этого пользуются системами небесных координат. В зависимости от целей и условий измерения в авиационной астрономии применяют две системы сферических небесных координат. В одной системе светило ориентируют относительно истинного горизонта и называют эту систему горизонтальной, а в другой — относительно небесного экватора и называют экваториальной. В каждой из этих систем положение светила на небесной сфере определяется двумя угловыми величинами подобно тому, как при помощи широты и долготы определяется пололсение точек на поверхности Земли. [c.9]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...