Средний экватор

Начало отсчета IF 2000 находится в центре масс Земли. Основная плоскость — средний экватор на 0 00 00 1 января 2000 г. (эпоха [c.58]

Рассмотрим теперь рис. 52. На нем 0 означает угол между средним экватором эпохи t = to ж мгновенным экватором, г] — дуга эклиптики эпохи i = Iq между ними, а 8о и е — их наклоны к этой эклиптике А, В, С — вспомогательные дуги, причем [c.312]

Л + ([ — О (средний экватор Луны) [c.79]

Средним местом звезды называется ее гелиоцентрическое положение, отнесенное к среднему экватору и равноденствию определенной эпохи, выбираемой обычно совпадающей с моментом начала определенного бесселева года. [c.101]

Если положение объекта определено прямоугольными экваториальными координатами Xt, yt, Zi, отнесенными к среднему экватору и равноденствию эпохи t, то положение этого объекта в прямоугольной эклиптической системе X Y Z эпохи 1950,0 определяется координатами х, у, г, вычисляемыми по формуле [c.107]

Для преобразования прямоугольных эклиптических координат объекта х, у, г, отнесенных к среднему равноденствию и эклиптике эпохи t, в прямоугольные экваториальные координаты этого объекта X, у, г, отнесенные к среднему экватору и равноденствию стандартной [c.108]

Приведение прямоугольных экваториальных координат объекта Хо, Уо, Zq, отнесенных к среднему экватору и равноденствию эпохи to, к истинному экватору и равноденствию даты / [c.109]

В малой области небесной сферы поправки за прецессию и. нутацию к координатам объектов, обладающих собственным дви-. жением, мало отличаются от поправок к координатам соседних звезд. Так как координаты звезд даны в системе среднего экватора и равноденствия эпохи 1950,0 или начала другого бесселева года, то координаты объекта с собственным движением, отнесенные к этой же системе, получаются исправлением за дифференциальную прецессию и нутацию поправками [c.139]

Осевое вращение Луны с равномерной угловой скоростью и неравномерное, согласно закону площадей, движение Луны по геоцентрической орбите определяют для земного наблюдателя кажущиеся колебания Луны в восточно-западном направлении. Это явление называется оптической геометрической) либрацией Луны по долготе. Вследствие наклона экватора Луны к лунной орбите возникают кажущиеся колебания Луны в северно-южном направлении эти колебания называются оптической геометрической) либрацией Луны по широте. Оптическая либрация по широте равна селенографической широте земного наблюдателя, отсчитываемой от среднего экватора Луны ее геоцентрическое значение равно Ь, топоцентрическое значение — Ь. Если оптическая либрация по долготе есть I (геоцентрическое значение, отличное от топоцентрического Г), то селенографическая долгота земного наблюдателя равна I. Геоцентрическая оптическая либрация по широте Ь обращается в нуль, когда Луна проходит через узлы орбиты поэтому период этой либрации равен драконическому месяцу в 27 ,21222, амплитуда 6° 40. Геоцентрическая либрация по долготе I обращается в нуль, когда Луна находится в окрестности перигея и апогея (в сизигиях) ее средний период равен аномалистическому месяцу в 27 ,55455 и амплитуда колеблется от 4°,8 до 8°,1 вследствие изменений элементов орбиты Луны. [c.204]

Плоскости движущихся эклиптики и экватора, определяемые этими угловыми координатами, обычно называются средней эклиптикой и средним экватором для момента t. [c.412]

Пусть X, у, Z — гелиоцентрические координаты объекта, а. V, У, Z — геоцентрические координаты Солнца, отнесенные к среднему экватору и равноденствию эпохи 1950,0. Геоцентрические координаты этого объекта равны [c.205]

Теперь можно определить общую прецессию. Это комбинация лунно-солнечной прецессии и планетной прецессии, Общая прецессия приводит к изменениям положений эклиптики, экватора и точки весеннего равноденствия. Если взять их положения, скажем, в начале 1950 г. (1950,0), то они могут служить фиксированными плоскостями отсчета. Из-за наличия общей прецессии эклиптика, экватор и точка весеннего равноденствия к началу 1951 г. изменятся, а их новые положения будут называться средней эклиптикой, средним экватором и средней точкой весеннего равноденствия для эпохи 1951,0. [c.70]

Среднее положение звезды — это ее координаты, измеряемые на гелиоцентрической небесной сфере от среднего экватора и точки весеннего равноденствия в некоторый момент времени. При этом пе принимается во внимание нутация, аберрация, звездный параллакс и собственное движение звезды. Последние три величины будут определены позднее. [c.71]

При измерении положений ярких звезд применяется обратная процедура. Вводя поправку за рефракцию, находим видимое геоцентрическое положение звезды. Уравнения (3.14), (3.15), (3.16) и (3.17) дают средние координаты, отнесенные к средним экватору и равноденствию, соответствующим началу того года, когда проводились наблюдения. При помощи уравнений (3.8)—(3.13) можно получить средние координаты звезды относительно экватора и равноденствия в эпоху составления звездного каталога. В результате сравнения этих координат с координатами, приведенными в каталоге, можно получить информацию о собственном движении звезды (см. разд. 3.6). [c.74]

Средний экватор в момент i 469 [c.469]

Средний экватор в момент t [c.469]

При определении среднего экватора в любой момент времени мы буде.м пренебрегать нутационными членами I и 0. Следовательно, положение среднего экватора определяется по отношению к фиксированным осям величинами и 0 , причем последняя из них является средней наклонностью, формула (7) предыдущего параграфа показывает, что [c.469]

Следовательно. 9 — наклонность неподвижной эклиптики к среднему экватору в эпоху /д. [c.470]

На рис. 32 изображена эклиптика в момент /д и в момент t, а также средний экватор в момент t. Для удобства мы временно опустим значок т при ф и 6. Мы имеем [c.470]

Теперь напишем фт вместо ф и Ь , вместо в, отмечая, что фт и 0т относятся к среднему экватору и эклиптике, соответствующей моменту /. Тогда из формул (12) и (6) мы имеем [c.472]

На рис. 33 через X и обозначены соответственно узлы неподвижной эклиптики и подвижной эклиптики Ы АВ в момент t относительно среднего экватора в момент Пусть ОХ, ОУ, 01 [c.473]

Солнце 484 Средний экватор 469 Средняя аномалия 29 [c.492]

Средний экватор в момент t...............469 [c.502]

Средний экватор и равноденствие даты (момент (). [c.11]

Средний экватор и равноденствие произвольной эпохи [c.11]

Средний экватор и равноденствие начала года Т . [c.11]

Средний экватор и равноденствие нормальной эпохи Т= 1950.0 (или 1925.0, или 1975.0 и т. п.). [c.11]

В Астрономическом Ежегоднике СССР Д и 2 отнесены к истинному экватору Земли, но различие между истинным и средним экватором мало и им можно пренебречь. Из рис. 7 находим [c.36]

Тороидальное тело катается по абсолютно шероховатой плоскости, У — радиус кривизны меридиана тора на экваторе, а-р-Ь — радиус экваториальной окружности тора. Найти уравнения кинематической связи, приняв за обобщенные координаты X, у, 0, ф, ф, где X, у — координаты точки соприкосновения тора с плоскостью, 0 — угол наклона тора, ф — угол между следом средней плоскости тора и осью Ох, ф — угол собственного вращения тора. [c.383]

Задача ЛЬ 11. Определить скорость точек земной поверхности на экваторе и на широте Москвы (55°45 ), принимая во внимание только вращение Земли вокруг оси (рис. 25). Средний радиус Земли 6371 км и os 55°45 = 0,5628. [c.61]

Вектор угловой скорости и> направлен по оси Земли в направлении с юга на север. Так как средний радиус Земли 6370 км, то скорости на экваторе и широте 45° [c.307]

Выберем прямоугольную геоцентрическую систему координат Oxyz так, чтобы плоскость ху совпадала с плоскостью среднего экватора эпохи t = ось Ох была направлена в среднюю точку весны той же эпохи, ось Oz [c.311]

Очевидно, смещение среднего полюса экватора из положения Рт, занимаемого в момент времени t, в положение истинного полюса экватора P можно выполнить двумя поворотами системы координат OXYZ, связанной со средним экватором сначала на угол Aifs нутация по долготе) относительно оси [c.92]

Введение параметров прецессии Ньюкома в системе неподвижной, т. е. отнесенной к фиксированной эпохе, эклиптики и подвижного экватора (среднего экватора даты) ijji, Xi е (рис. 42), определяемых разложениями [c.108]

Приведем также формулы учета прецессии оси вращения Луны в селеноэкваториальных координатах. При рассмотрении положений небесных объектов в системе отсчета, основной плоскостью которой является плоскость среднего экватора Луны, а основная ось отсчета направлена в нисходящий узел геоцентрической орбиты Луны на лунном экваторе, соответствующие [c.113]

Экватор Луны, о котором идет речь в законах Кассини, на аывается средним экватором Луны. Экватор Луны, в положении которого учтена физическая либрация в наклоне и узле, называется истинным экватором Луны. [c.203]

Координаты, отнссенныс к экватору. Обозначим координаты через X, у, г, и пусть - плоскость ху совпадает со средним экватором [c.36]

Если склонение и прямое восхождение какого-нибудь тела измеряют при помощи меридианного круга, то склонение "относится к мгновенному экватору, а прямое восхождение — к мгновенному равноденствию. Координаты этп называются видпмым склонепис.м и видимым прямым восхождением. На этп координаты влияет планетная аберрация, и если они освобождены от влияния аберрации, то в таком случае их называют истинным склонением и истинным прямым восхождением. Из истинных координат можно устранить влияние нутации, и тогда говорят, что этп координаты отнесены к среднему экватору и среднему равноденствию даты. Кролге того, можно удалить влияние прецессии за определенный промежуток времени. За последний обычно выбирается промежуток времени, протекший от начала некоторого тропического года, например 1950,0, и тогда говорят, что координаты отнесены к экватору и равноденствию 1950,0. (Началом тропического года является момент, когда средняя долгота Солнца равна 280°, и это начало следует тщательно отличать от начала календарного года. Например, момент 1950,0 равен 1950, январь, 0,923 эфемеридного времени.) [c.179]

На рис. 34 Nq означает узел среднего экватора в момент t относительно неподвижной эклиптики для эпохи tg. Узел истинного экватора, для которого учитывается нутация, обозначен через N. Полюсами среднего и истинного экваторов служат Qq н Q соответственно. Пусть QB — перпендикуляр, опущенный на Z Q . Тогда QoS будет нутацией в наклонности, а угол QZqQq будет нутацией N N долготы. Поэтому QqB = x и QB = у sin ZqB или с достаточной степенью точности QB = у sin 0q. [c.476]

Разделим экватор сферы на 12 равных частей (деления показаны только на виде сверху). Меридианальными плоскостями (3(Pi) и у(у ) выделим долю сферы со средним меридианом плоскости а(а ), который является главным меридианом. Разделим главный меридиан на п равных (или не равных) частей. В примере он разделён на 4 равные части, отмеченные точками AB DS. При таком делении удобно использовать радиус той же сферы. Из точки Ат и S2 дугой [c.234]

Величина зависит от широты, а поэтому для каждой точки земного шара различна. На полюсе g=9,83 м сек , а на экваторе g=9,79 м1сек . Для расчетов принято среднее значение =9,81 м сек , отнесенное к широте 45". [c.110]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...