Полюс мира

Северный и южный полюсы мира — точки пересечения небесной сферы с продолжением земной оси в северном и южном направлениях. [c.1198]

Экваториальная система координат (рис. 45.2). Склонением 6 светила называется угол, выражаемый в в градусах и отсчитываемый от небесного экватора до светила вдоль круга склонения (большого круга, проходящего через полюса мире и светило). Склонение считается положительным, если светило находится в северной полусфере. Прямым восхождением а называется [c.1198]

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

Установка (монтировка) О. т. позволяет наводить его на избранный космич. объект и точно и плавно сопровождать этот объект в суточной движении по небу. Повсеместно распространена экваториальная монтировка одна из осей вращения О. т. (полярная) направлена в полюс мира (см. Координаты астрономические), а вторая перпендикулярна ей, В этом случае сопровождение объекта осуществляется одним движением — поворотом вокруг полярной оси. При азимутальной монтировке одна из осей вертикальна, другая — горизонтальна. Сопровождение объекта осуществляется тремя движениями одновременно (по программе, задаваемой ЭВМ) — поворотами по азимуту и высоте и вращением фотопластинки (приёмника) вокруг оптич. оси. Азимутальная монтировка позволяет уменьшить массу подвижных частей О. т., т. к. в этом случае труба поворачивается относительно вектора силы тяжести лишь в одном направлении. Подшипники монтировки О. т. обеспечивают малое трение покоя. Обычно применяются гидростатич. подшипники оси вращения О. т. плавают на тонком слое масла, подаваемого под давлением. [c.458]

Заметим, что — sin 0 sin A = os р, где р — угол между вектором кинетического момента и нормалью к плоскости орбиты, и введем еще координаты 0, Я северного полюса мира. Тогда [c.260]

Смысл этого интеграла прост. Если на спутник не действуют возмущающие моменты, то вектор кинетического момента сохраняет свое направление в абсолютном пространстве. В частности, сохраняется постоянным угол х с направлением на полюс мира, что и описывается интегралом (8.3.7). Формула (8.3.7) позволяет рассмотреть движение вектора кинетического момента относительно регрессирующей орбиты в рассматриваемом случае отсутствия возмущающих моментов. Траектория конца вектора кинетического момента на единичной сфере представляет собой подвижную окружность постоянного радиуса х, которую вектор кинетического момента [c.262]

В этой системе координат угол измеряется дугою большого круга и называется полярным расстоянием светила, которое считается от северного полюса мира от О до 180°. о [c.100]

Полярные расстояния звезд, если пока пренебрегать вышеупомянутым движением полюса мира, остаются постоянными часовые же углы всех звезд изменяются с течением времени равномерно и вполне одинаково. [c.100]

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]

Как легко видеть, во всякий момент времени можно для данного светила и данного места земной поверхности вообразить на сфере небесной сферический треугольник, имеющий своими вершинами точку р — полюс мира, точку з — зенит данного места и точку 5 — место светила. [c.105]

Прямая, проведенная через центр Т небесной сферы, параллельно местной линии отвеса, пересекает небесную сферу в точке 2, расположенной над головой наблюдателя и называемой зенитом места наблюдения. Диаметрально противоположная точка пересечения Ыа называется надиром (рис. 1). Плоскость, проведенная через центр Т перпендикулярно к вертикали ZNa, пересекает небесную сферу по большому кругу, называемому математическим, или астрономическим горизонтом. Прямая, проведенная через центр Т параллельно оси суточного вращения Земли, называется осью мира и пересекает небесную сферу в полюсах мира. Полюс мира PN, расположенный ближе всего к проекции Полярной звезды на небесной сфере, называется северным полюсом мира, а другой полюс мира Ре — южным. [c.23]

Сечение небесной сферы плоскостью, проходящей через центр Т перпендикулярно к оси мира Р Рв, определяет большой кругЛи /Г — небесный экватор. Плоскость, проведенная через ось мира P v s и вертикаль 1Ма, называется плоскостью небесного меридиана и в сечении с небесной сферой дает большой круг — небесный меридиан. Пересечение плоскостей небесного меридиана и астрономического горизонта определяет полуденную линию N8. Точкой севера N называется точка пересечения полуденной линии с небесной сферой, ближайшая к северному полюсу мира Р диаметрально противоположная точка 5 есть точка юга. Линия пересечения (линия узлов) плоскостей математического горизонта и небесного экватора пересекает небесную сферу в точке востока Е, расположенной слева для наблюдателя, обращенного лицом к точке юга 5, и в точке запада W. Точки М, 8, Е, W определяют главные стороны (румбы) горизонта. Сечение небесной сферы любой плоскостью, проходящей через отвесную линию, определяет большой круг — вертикал. Вертикал, проходящий через точки востока Е и запада и , называется первым вертикалом. [c.23]

Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира Рл/ и Рн и точки весны Т и осени называется колюром равноденствий-, большой круг, проведенный через полюсы мира и точки лета и зимы, называется колюром солнцестояний. [c.24]

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

Так как реальная форма Земли отклоняется от сферической, то астрономические координаты не могут быть выражены через угловые расстояния точек, измеренные на поверхности и отнесенные непосредственно к географическим полюсам и экватору, как это было в случае экваториальной системы на небесной сфере. Необходимо определить систему астрономических координат через углы в пространстве, фиксирующие направление местной астрономической вертикали относительно основных наблюдаемых направлений, измерив, например, астрономическими способами угол между направлением вертикали и направлением на северный полюс мира. Этот угол определит положение вертикали в плоскости местного меридиана, т. е. в направлении север — юг. [c.46]

Тем не менее в обычном геометрическом смысле с углом между вертикалью и осью вращения Земли отождествляют угол в плоскости местного меридиана, заключенный между вертикалью и осью небесной сферы в данной точке земной поверхности. Таким образом, положение этой точки фиксируется относительно точки, в которой этот угол равен нулю, т. е. полюс мира находится в зените, и измеряется дугой небесного меридиана, заключенной между полюсом и зенитом. [c.47]

Уклонение отвеса 0 можно разложить на две составляющие — меридиональную составляющую с положительным направлением отсчета от геодезического зенита Zg к северному полюсу мира и составляющую по дуге первого вертикала т] [c.50]

Положение проекции любой точки пространства на небесную сферу в такой планетоцентрической системе координат определяется угловым расстоянием О этой точки от экватора планеты, отсчитываемым по кругу склонения, проходящему через полюсы мира планеты Рая, Кп, и дугой экватора планеты от [c.58]

Р — угол положения оеи вращения планеты на геоцентрической небесной сфере, отсчитываемый при центре планеты от направления на северный полюс мира к востоку, [c.61]

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]

Из соотношений (9.1.08) вытекает, что полюс мира обладает сложным движением. Он описывает эллиптическую траекторию [c.754]

Продолжим рассмотрение движения спутника в центральном по-ле притяжения. В главе 2 основное внимание было уделено анализу плоского движения спутника, для чего система координат выбиралась так, чтобы ее оси располагались в плоскости орбиты спутника. Подобный выбор системы координат упрощает исследования модельных задач и получаемые соотношения для описания движения спутника. Если же учесть требования, которые предъявляются при решении практических задач проектирования околоземных орбит спутников или выбора межпланетных траекторий космических аппаратов, то система координат, связанная с плоскостью движения, не всегда оказывается удобной для описания траектории. Например, движение околоземного спутника обычно описывают в экваториальной геоцентрической системе координат, декартовой прямоугольной или полярной. Для описания межпланетных траекторий часто используют эклиптическую декартову систему координат, две оси которой располагаются в плоскости гелиоцентрической орбиты Земли, а третья направлена к северному полюсу мира. [c.98]

Экваториа.11>ная система (рис.). Полюс — север-н ы й полюс мира Pjv (одна из точек пересече- [c.460]

Экнаториальная система координат Pjy и — северный и юн ный полюсы мира ф— широта места наблюж ыип Z и Na — зенит и надир , S, IV и N— точки востока, юга, запада и севера остальные обозначения см. в теисте. [c.460]

Из (8.5.1) и выражения os х через Я, 0 следует, что траектории симметричны относительно меридиана Я=Х, проходящего через аэрополюсы и полюсы регрессии (северный и южный полюсы мира). Построение множества траекторий проводится аналогично построению, [c.280]

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]

Часовой угол t отсчитывается от О до 24 (т. е. от 0° до 360°) ), склонение 6 — от 0° до 90° склонение северного полюса мира Pn равно +90°, скло- нение южного полюса мира Ps [c.26]

Если звезда близка к полюсу мира или промежуток времени между эпохами to и t велик, то дифференциальные приближенные формулы учета прецессии становятся неточными и их применение нежелательно. В этом случае преобразование координат выполняется при помощи прецессионных величин Ньюкома [углов Эйлера) о, г, 0 ( o = 3, 2 = ф, 0=,0). [c.104]

Элементы i, ш, Я фиксируют положение истинной орбиты двойной звезды В в пространстве и определяются следующим образом. Если ввести в рассмотрение картинную плоскость, т. е. плоскость, перпендикулярную к лучу зрения (рис. 49), то проекция истинной орбиты на эту плоскость есть видимая орбита звезды В. Угол наклона плоскости истинной орбиты к картинной плоскости есть i. Связывая с картинной плоскостью правую систему прямоугольных координат X Y Z с началом в центральной звезде А с осью АХ, направленной к северному полюсу мира, и осью AZ — к наблюдателю, можно ввести элемент Q как позиционный угол узла Д видимой орбиты на истинной орбите, причем Я 180°. Наконец, угловое расстояние w периастра П от узла отсчитываемое в направлении дви-является последним элементом. [c.122]

Координаты Хо, Уо, Zo точки наблюдения О в прямоугольной геоцентрической экваториальной системе координат СХУ1 (ось СХ которой направлена в точку запада ось СУ —на 90° к югу, ось С2 — в северный полюс мира Рц рис. 52) могут быть [c.126]

II склонение тела, рассмотрим сферический треугольник РЕ5, образованный полюсом мира Р, точкой востока горизонта Е и телом 5. Тогда сторона Е8 есть 0 и если мы обозначим через 7 угол при 8, а через Л — часовой угол этого тела, то аберрация в прямом восхождении и скло-пснии будет равна [c.171]

Принципиально монтировки делятся па типы по тому, как ориентированы оси. Наиболее широко распространены экваториальные (ипаче называемые пара.глактическими) монтировки (рис. 11.1, а), впервые предложенные X. Шейнером (1630 г.) [299, стр. 41]. В них первая (полярная или часовая ось И) направлена в видимый полюс мира Р, вторая (ось склонений 66) перпендикулярна ей и лежит в плоскости небесного экватора. Это позволяет, отслеживая суточное движение звезды, поворачивать телескоп только вокруг одной полярной оси и притом (в первом приближении) с постоянной скоростью. До изобретения экваториальной монтировки применялись альт-азимутальные монтировки. В них первая ось (ось азимутов АА) вертикальна и направлена в зенит [c.336]

Рис. 11.1. основные принципиальные типы монтировок а — экваториальная немецкого тнпа (И — видимый полюс мира), б — альт-азгшутальная (2 — зенит), в — горизонтальная (альт-альт), г — трехосная (Ро — полюс орбиты искусственного-спутника Земля, СаСг — видиман траектория его, ОО — орОнтальная ось). [c.337]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...