Параллакс Луны

Отношение равно синусу. горизонтального параллакса Луны [c.196]

Параллакс Луны Солнца и планет и его влияние на координаты светил. Годовой параллакс звезд. Для простоты рассуждений, будем считать Землю за шар. Пусть О есть место наблюдателя, С—центр Земли , [c.125]

Параллакс Луны по значительной его величине определяется сравнительно легко о большою точностью, среднее его значение, соответствующее среднему расстоянию а, есть [c.150]

Постоянная синуса параллакса Луны...... [c.179]

Исходными являются эмпирические значения многолетнего среднего движения Луны п, коэффициента главного эллиптического члена в долготе V , коэффициента главного члена в широте Pf. а также постоянного члена (sin/7x,)o в представлении синуса параллакса Луны. Эти значения определяются при анализе данных многолетних наблюдений. [c.456]

Осуществляется переход от координат и, s, г к сферическим координатам г, V, р и находятся тригонометрические ряды для долготы V, широты р и горизонтального параллакса Луны sin р . [c.462]

Если пренебречь параллаксом Луны, то для возмущающей функции / , будем иметь [c.603]

Отношение а/а равно отношению синуса параллакса Солнца к синусу параллакса Луны. Множитель, зависящий от масс, который входит во второй член Я, можно учесть, используя вместо а/а величину [c.272]

В скобках порядок коэффициента при тот же, что и порядок а/а,, так как г/а н а,/г, приблизительно равны единице. Далее, а/а, есть отношение синуса параллакса Солнца к синусу параллакса Луны, если под а мы будем понимать большую полуось орбиты Луны, или, весьма приближенно, отношение солнечного параллакса к лунному. Поэтому удобно член, содержащий Р назвать параллактическим членом. [c.133]

Параллакс Луны 375 Параллактическое неравенство 376 [c.492]

Через в выражении для В обозначено отношение масс Луны и Земли, равное ц = 1 81.53. Через a , 8, и обозначены соответственно прямое восхождение, склонение и параллакс Луны. [c.27]

На практике обычно табулируют не разложение самого радиуса-вектора, а синус параллакса Луны р [c.251]

Аналогичный вид имеют и таблицы, которые содержат разложения солнечных возмущений в широте Луны и в синусе параллакса Луны, [c.255]

Для расчета моментов видимого восхода и захода светила необходимо высоту светила брать с учетом поправки на рефракцию и видимые угловые радиусы светил, а для Луны дополнительно учитывать поправку на параллакс. При восходе и заходе светил рефракция достигает 35. Видимые угловые размеры Солнца и Луны берут равными 16, а параллакс Луны принимают равным 58. С учетом указанных поправок высоты светил в моменты их видимого восхода и захода принято брать такими для Луны h=—7 для Солнца h=—51" для звезд и планет h=—35. Указанные данные соответствуют положению наблюдателя, находящегося на уровне моря. Если пренебречь указанными поправками, то часовой угол восхода и захода светила определяется по формуле [c.68]

Параллаксом Луны называется угол, заключенный между направлениями на Луну из центра Земли и места расположения наблюдателя (рис. 7.8). Для Солнца, планет и звезд, удаленных от Земли на огромные расстояния, параллакс является малой величиной, и его в практике для указанных светил не учитывают. Например, параллакс Солнца не превышает 9", а параллакс звезд достигает всего лишь 0,00004". Для Луны — наиболее близкого к Земле светила — величина параллакса может достигать 1 . Поэтому при измерении высоты Луны приходится учитывать поправку за параллакс. Наибольшей величины параллакс Луны достигает тогда, когда Луна находится у горизонта. [c.129]

Р — поправка за параллакс Луны [c.188]

Луна Параллакс Луны [c.191]

Величина угла е, под которым виден из центра Ох светила отрезок ОР, соединяющий центры Земли и близкого спутника, имеет порядок величины параллакса светила р. Параллаксы Луны, Солнца и планет очень малы (табл. 1.3). Положив в формуле (1.36) созе я [c.31]

Получив, таким образом, величину Эйлер, как указано в 143, возвращается к величинам х ж составляет продолжение глав части второй и определяет величины последних членов этих выражений, что и. представляет содержание 458—548. Затем он составляет сводку выведенных для координат х z Выражении, после чего, сравнив развитую им теорию с теорией Клеро ( 559—636), переходит к астрономическим приложениям своей теории и к составлению вспомогательных таблиц, упрощающих вычисление места Луны, т. е. долготы и широты ее и параллакса Для этого он сперва развивает в 550—554 выражения для ж, у, з в чисто численном виде, а именно [c.87]

Для Луны угол Pq составляет около 1°, поэтому погрешность приближенной формулы (4) могла бы составить до 9", и в тех случаях, где такая погрешность недопустима, надо пользоваться формулой (2), но тогда надо считаться и с отступлениями вида Земли от шаровой формы и вводить соответствующие поправки. В самом деле, параллаксу в 1° соответствует расстояние d = б7.3р, т. е. около 400 ООО км. Значит, отступлению от шаровой формы на 2 км будет соответствовать погрешность в параллаксе в 1", а так как эти отступления составляют до 20 км, то при точных вычисле- [c.126]

Мы приложим изложенный в предыдущем параграфе метод к нахождению в выражениях координат Луны членов, зависящих от параллакса Солнца. [c.147]

Четвертая постоянная, входящая в определение положения Луны, зависит от параллакса Солнца, ибо заключает отношение среднего расстояния [c.218]

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]

Разложение (7.1.3) сходится для всех г < г. В случае Солнца оно сходится настолько быстро, что можно ограничиться только первым членом. Но в случае Луны эта сходимость 6o.iee медленна, поскольку отношение г к г может быть и не малой величиной. Однако для близких спутников это отношение действительно невелико и мы можем в разложении (7.1.3) отбросить члены, зависящие от параллакса. Поэтому мы примем, что функция R дается формулой [c.213]

При сравнении теоретических (вычисленных) положений небесного объекта, отнесенных к центру масс Земли, с наблюденными (топоцентрическими) положениями необходимо редуцировать топоцентрическое положение к центру масс Земли введением поправок за параллакс. Для Солнца и планет эти поправки малы и на практике их квадратами можно пренебречь. В случае наблюдений Луны параллакс достигает большой величины, и при редукции необходимо учитывать в общих формулах поправок члены третьего порядка для ИСЗ параллакс настолько значителен, что необходимо применять точные формулы учета параллакса, основанные на знании истинного положения наблюдателя, относительно центра масс Земли. [c.124]

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]

Постоянная синуса параллакса для Луны обычно выражается в секундах дуги умножением на число секунд дуги в одном радиане. Соответствующее значение самого равно 3422",608. [c.183]

Величина Сг/а равна постоянному члену (sinpz,)o в выражении для синуса параллакса Луны sin рь в виде тригонометрического ряда. Эта величина также определяется эмпирически по многолетним наблюдениям. [c.468]

Все теории можно разделить на три класса аналитические, численно-аналитические и численные. Теория Делоне представляет собой пример аналитического подхода в чистом виде. Для возмущающей функции получено разложение по малому параметру до седьмого порядка. В процессе приведения этой функции к нормальному виду было сделано свыше 500 канонических преобразований, в результате чего в конце концов были получены выражения для широты, долготы и синуса параллакса Луны. Делоне на эту работу потребовалось около двадцати лет. Благодаря тому что метод является чисто аналитическим, его можно применять в любой задаче трех тел. [c.298]

Третьей наблюдаемой величиной является экваториальный гори-аонтальный параллакс Луны П. Если Яц — экваториальный радиус Земли, то [c.375]

Возмущения в долготе Луны содержат член, ампли- да которого зависит только от параллаксов Луны и С5олнца и от массы Луны. Это так называемое параллактическое неравенство период его равен синодическому лунному месяцу, так как его аргумент D = X — X есть разность средних долгот Луны и Солнца. Неравенство выражается формулой sin D, где согласно теории Брауна [c.338]

Поправка за параллакс Луны Р. Необходимость учета параллакса вызвана тем, что в ТВА и ТВАЗ высоты светил даны относительно центра Земли, а измерение этих высот производится с ее поверхности. [c.129]

Вследствие изменения расстояния между Землей и Луной величина максимально возможного значения параллакса колеблется в пределах от 54 до 6Г. В основном величина параллакса Луны зависит от ее высоты. С увеличением высоты Луны параллакс уменьшается. Из рис. 7.8 видно, что измеренная секстантом высота Луны будет меньше табличной, данной в ТВА относительно центра Земли. Поэтому поправка за параллакс всегда положительна и ее прибавляют к измеренной высоте /гиспр=йизм-Ь . Поправка за параллакс Луны дается в ААЕ для каждого дня в зависимости от ее высоты. [c.130]

Это неравенство в дояготе Л"уньт называется параллактическим. Опре-деление, на основании его, параллакса Солнца, а значит, и расстояния от Земли до Солнца, пользуясь лишь наблюдениями помощью меридианного круга и часов прохождении Луны через меридиан данного места, например Пулкова или Гринича, представляется весьма замечательным, почему мы несколько и остановились на этом свойстве движения Луны, войдя в астрономические подробности. [c.150]

Приведенные здесь формулы не содержат возмущений, зависящих от параллаксов и эксцентриситетов возмущающих тел. Что касается параллактических неравенств, то их нужно принимать во внимание лишь в случае Луны и для достаточно далеких спутников. Они получены в работах В. С. Уральской [5] и П. Мюзена [6], Неравен- [c.237]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...