Равноденствия точка

Если для большей наглядности предположить, что рассматриваемым телом является Земля, что плоскость аЬ — это плоскость экватора, что ось а проходит через заданный меридиан и, далее, что плоскостью ст) является плоскость эклиптики и что ось с направлена к точке весеннего равноденствия, то ясно, что угол ш будет наклонением эклиптики, угол с) будет долготой осеннего равноденствия, или восходящего узла экватора на эклиптике, а будет расстоянием данного меридиана от этой равноденственной точки. [c.237]

Истинные солнечные сутки, в противоположность звездным, не равны времени оборота Земли вокруг своей оси, а определяют, ввиду движения Земли вокруг Солнца, несколько больший интервал времени. На протяжении одного года число звездных суток на единицу превышает число солнечных суток. Наблюдения показывают, что продолжительность истинных солнечных суток все время колеблется. Это объясняется следующими причинами. Во-первых, в перигелии Земля движется быстрее, чем в афелии, что непосредственно следует из законов Кеплера. Поэтому в декабре солнечные сутки приблизительно на 6 с длиннее июньских суток, когда Земля находится в перигелии. Во-вторых, поскольку плоскость эклиптики наклонена по отношению к плоскости небесного экватора, а эклиптика и экватор пересекаются в точках весеннего и осеннего равноденствий, то и истинные солнечные сутки в марте и сентябре короче (приблизительно на 20 с), чем в июне и декабре. Усреднение за год кривой, описывающей изменение продолжительности истинных солнечных суток, приводит к определению средних солнечных суток. Эти сутки разбиваются на 24-60-60 = = 86400 частей, что и дает нам размер единицы времени — секунды — в шкале среднего солнечного времени. [c.52]

Понятие об измерении времени. Суточное видимое вращение небесной сферы около оси мира происходит равномерно, так что промежуток времени между двумя последовательными прохождениями одной и той же звезды через полуденную часть меридиана для всех звезд один и тот нсе и значит, этот промежуток мог бы быть принят за единицу для измерения времени, но в виду того, что за начало счета прямых восхождений принимается точка весеннего равноденствия, то за единицу для измерения времени принимают промежуток между двумя последовательными прохождениями точки весеннего равноденствия через полуденную часть меридиана данного места. Этот промежуток, вследствие прецессии, короче приблизительно на секунды, нежели время одного полного оборота Земли около [c.103]

Равноденственная точка, в которой Солнце при своем движении по эклиптике переходит из южного полушария в северное (относительно экватора), называется точкой весеннего равноденствия точкой весны) и обозначается знаком зодиакального созвездия Овна Т. Вторая равноденственная точка, в которой Солнце переходит из северного полушария небесной сферы в южное, называется точкой осеннего равноденствия точкой осени) и обозначается знаком зодиакального созвездия Весов —. [c.24]

ТоЛ = (П) —долгота восходящего узла N, отсчитываемая по неподвижной эклиптике ЕоЕ от средней точки весеннего равноденствия То фундаментальной эпохи [c.86]

Если орбитальные элементы Г, Q, ы непосредственно отнесены к стандартному экватору и равноденствию, то векторные орбитальные постоянные для экватора Р , Qx, Лх и т. д. можно получить по формулам для Рх Rx и т. д. простой заменой / на Г, Q на Q и (О на ы. Однако принято давать элементы I, Q, ы, отнесенные к эклиптике. Еслп это эклиптика той же даты, что и экватор и равноденствие системы координат х, у, z, то очевидно, что переход от [c.37]

Если систему повернуть около оси г так, чтобы ось х оказалась направленной в точку весеннего равноденствия, то координаты будут [c.173]

Притяжения Луны и Солнца на экваториальное вздутие Земли вызывают небольшие периодические колебания и медленное вековое изменение в положении плоскости экватора. Так как экватор и эклиптика пересекаются в точках равноденствии, то весеннее равноденствие подвергается небольшим периодическим колебаниям (нутация) и медленно передвигается вдоль эклиптики (прецессия). Очевидно, все наблюдения необходимо иметь отнесенными к одной и той же системе координат, и поэтому принято брать среднее равноденствие и положение экватора для начала того года, когда произведены наблюдения. [c.177]

Определение среднего времени основывается на концепции фиктивного тела — среднего Солнца,—которое по определению движется в плоскости истинного экватора с постоянной сидерической угловой скоростью х. Между г и средней долготой Солнца должна быть установлена зависимость. Если А означает прямое восхождение среднего Солнца, измеряемое от истинной точки весеннего равноденствия, то согласно равенствам (13) 20.17 и (1) 20.19 [c.484]

Тропическим годом называют время между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия. [c.253]

Точка весеннего равноденствия Т — точка пересечения эклиптики с небесным экватором, которую Солнце проходит при движении из южного полушария в северное. [c.1198]

Эклиптическая система координат (рис. 45.2) Астрономической широтой р светила называется угол в градусах, измеряемый между эклиптикой и объектом вдоль круга астрономической широты (большого круга, проходящего через полюсы эклиптики и объект). Астрономическая широта считается положительной к северу от эклиптики. Астрономической долготой К называется угол в градусах, измеряемый вдоль эклиптики через юг к востоку между точкой весеннего равноденствия и точкой пересечения эклиптики с кругом астрономической широты, проходящим через объект. [c.1198]

Элементы эллиптического движения. Эллиптическое движение планеты определяется в пространстве шестью постоянными. Проведем через центр 5 Солнца (рис. 152) три оси Sy, с неизменными направлениями. В настоящее время обычно принимают за плоскость ху плоскость эклиптики на 1 января 1850 г., за положительные оси 5л и —прямые, направленные в точку весеннего равноденствия и в точку летнего солнцестояния той же эпохи, и за положительную ось Sz направление на северный полюс эклиптики. [c.363]

Пусть О г есть ось вращения Земли и —перпендикуляр к плоскости эклиптики, проведенный в ту сторону, где он образует с осью Ог острый угол. Направление оси Ог неизменно в пространстве. Вследствие симметрии действие Солнца на добавочный слой приводится к одной силе, приложенной к оси Ог , проходящей через полюсы, попеременно то с одной, то с другой стороны от точки О, так как точка приложения находится со стороны той половины добавочного пояса, которая ближе расположена к Солнцу. Отсюда следует, что эта сила, действующая то с одной стороны, то с другой от точки О, все время стремится приблизить экваториальную плоскость к плоскости эклиптики или, что сводится к тому же, приблизить ось Ог к нормали Ог1 к этой плоскости. Момент О этой силы относительно точки О направлен, таким образом, все время в одну и ту же сторону от плоскости 2 1 Ог. Поэтому, в силу принципа стремления осей вращения к параллельности, ось Ог, проходящая через полюсы, перемещается к вектору О и приводит плоскость г Ог во вращение вокруг перпендикуляра Ог к эклиптике, направленное постоянно в одну и ту же сторону. Если пренебречь периодическими возмущениями, которые испытывает земная ось в плоскости г Ог, то эта ось опишет конус вокруг 0 ]. Это весьма медленное прецессионное движение земной оси вокруг перпендикуляра к плоскости эклиптики вызывает явление предварения равноденствий. Продолжительность полного обращения земной оси вокруг нормали к эклиптике составляет около 25 000 лет. Отсюда видно, что явление предварения равноденствий происходит вследствие асимметричного действия Солнца на экваториальное утолщение Зем. И. [c.202]

В соответствии с принятой в теории волчка терминологией, мы назвали движение земной оси, исследованное впервые Эйлером, свободной прецессией . Однако это противоречит терминологии, установившейся в астрономии. Как известно, термином астрономическая прецессия обозначают медленное вращение земной оси вокруг нормали к плоскости эклиптики, следствием которого является непрерывное смещение точек равноденствия в направлении, противоположном движению Земли по орбите, составляющее немного более 50" в год. Этой величине опережения соответствует период полного обращения зем- [c.192]

Пусть, наконец, I — наклонение этой плоскости к неподвижной плоскости, которая считается основной и за которую в астрономии обычно принимают плоскость эклиптики (в наших формулах мы примем ее за плоскость координат х, у), и пусть /г—долгота узла, т. е. угол, образуемый линией пересечения обеих этих плоскостей с неподвижной линией, за которую астрономы принимают линию, направленную в точку весеннего равноденствия и которую мы примем за ось ж-ов. [c.47]

При всяком непрерывном движении тела около точки О первый конус катится без скольжения по второму. Чтобы это показать, достаточно рассмотреть два сферические поверхности, описанные тем же радиусом около неподвижной точки О, из которых одна неизменно связана с телом и движется вместе с ним, а вторая остается неподвижной в пространстве. Точка пересечения оси 0J с этими поверхностями опишет две сферические кривые. Рассуждение,которое приводит к аналогичной теореме в кинематике на плоскости ( Статика", 16) может быть полностью воспроизведено и в данном случае. Оно показывает, что при непрерывном движении тела первая из этих кривых катится без скольжения по второй. При изучении некоторых важных вопросов встречается случай, когда оба конуса являют круглыми конусами вращения, а угловая скорость остается постоянной. Соответствующий тип движения называется прецессионным", так как астрономическое явление прецессии, или предварения равноденствий, является одним из главных его примеров. [c.73]

Звездными сутками называется период полного обращения Земли вокруг своей оси, определяемый как промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия. [c.52]

Средним солнцем называется воображаемая точка, движущаяся равномерно по небесному экватору и возвращающаяся в точку весеннего равноденствия за то же время, что и истинное Солнце. Но и эти сутки оказались неудовлетворительными, так как выяснилось, что Земля неравномерно вращается вокруг своей оси. Тем не менее, до 1956 г. секунда определялась [c.53]

Если за itno Ko Tb ху принять плоскость эклиптики, которую мы предполагаем неподвижной, и допустить, что ось X направлена к точке весеннего равноденствия, то угол 9 представит собою то, что называют долготой планеты, угол h будет долготой узла и угол —широтой, отсюда ясно, что угол I -fA , проекцией которого на эклиптику является f — h, представляет собою долготу в орбите, отсчитанную от линии узлов, или же так называемый аргумент широты, уравнение (п. 7) [c.35]

Первая из этих точек у о которою мы постоянно будем иметь дело, называется точкою весеннего равноденствия. Точка, ей диаметрально противоположная, называется точкою осеннего равноденствия. [c.101]

Введем две прямоугольные геоцентрические системы координат (рис. 101) систему О т] , основной плоскостью которой служит плоскость эклиптики некоторой эпохи, ось абсцисс направлена в точку весеннего равноденствия той же эпохи, а ось аппликат— к полюсу эклиптики и систему координат Oxyz, оси которой направлены по главным центральным осям инерции Земли, [c.751]

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]

По решению Международного комитета. мер и весов (1956) в качестве эталона времени был принят тропический год, т. е. промежуток времени между двумя последовательны.ми н[)охождеииями Солнца через точку B iniero равноденствия. Но так как [c.47]

Движение планеты в сферических координатах по Якоби ( Vorlesungen , лекция 24). Примем за плоскость ху плоскость эклиптики, за ось X — прямую, соединяющую Солнце с точкой весеннего равноденствия, и определим положение планеты ее сферическими координатами г, <р, ф, где ф — долгота планеты, а — ее широта (рис. 177а). Оси ориентированы, как [c.490]

Прецессию земной оси при свободном движении не следует путать с мед.ченной прецессией вокруг нормали к эклиптике. Последняя представляет собой астрономическое явление, известное под названием предварения равноденствий, и вызывается гравитационными моментами Солнца и Луны, которыми мы пренебрегали. То, что такое пренебрежение допустимо, видно, например, из того, что период предварения равноденствий велик (26 ООО лет) по сравнению с периодом свободной прецессии, равным, грубо говоря, одному году. Астрономическая прецессия рассматривается дальше в 5.7 и в задачах. [c.185]

Мы уже говорили, что Землю можно рассматривать как волчок, ось которого прецессирует относительно нормали к эклиптике (это движение известно в астрономии под названием предварения равноденствий). Если бы Земной шар был однородным телом, имеющим форму правильной сферы, то другие тела солнечной системы не могли бы действовать на него с некоторым гравитационным моментом. Однако Земля немного сплюснута у полюсов и слегка выпучена у экватора. Поэтому на нее действует гравитационный момент (главным образом со стороны Солнца и Луны), что заставляет ось Земли прецессировать. Момент этот весьма мал, и поэтому прецессия Земной оси оказывается исключительно медленной период ее составляет 26000 лет, в то время как период ее собственного вращения равен всего одним суткам. Полный гравитационный момент, действующий на Земной шар, не является постоянным, так как моменты Солнца и Луны имеют несколько различные направления по отношению к эклиптике и изменяются, когда Земля, Солнце и Луна движутся друг относительно друга. В результате этого в прецессии Земли появляются некоторые неправильности, называемые астрономической нутацией. Ее, однако, не следует путать с истинной нутацией, рассмотренной выше, которая имеет место и тогда, когда момент вызывается постоянной силой. Клейн и Зоммерфельд отмечали, что истинная нутация выглядит так же, как прецессия оси вращения Земли относительно ее оси симметрии при отсутствии сил (мы рассматривали ее в предыдущем параграфе). Земля, по-видимому, начала вращаться с начальным значением ф, значительно брльшим того, которое требуется для равномерной прецессии, и поэтому ее нутация выглядит [c.197]

Даламбер в своих Исследованиях о предварении равноденствий ( Re her hes sur la pre ession des equinoxes ) первый открыл законы равновесия нескольких сил, приложенных к неизменяемой системе точек. Он пришел к ним очень сложным путем, пользуясь сложением и разложением сил. Позднее эти законы были доказаны другими авторами более простыми путями, однако наши формулы обладают тем преимуществом, что они непосредственно приводят к этим законам. [c.83]

Таков принцип, который был изложен Даламбером в его Traite de Dynamique и который он удачно применил при разрешении многих проблем и в особенности при разрешении задачи о предварении равноденствий [2 ]. Правда, этот принцип не дает непосредственно уравнений, необходимых для разрешения проблем динамики, но он показывает, каким образом эти уравнения могут быть выведены из условий равновесия. Таким образом, если этот принцип сочетать с обычными принципами равновесия рычага или сложения сил, то всегда можно найти уравнения каждой проблемы однако трудность определения тех сил, которые должны уничтожиться, равно как и законов равновесия этих сил, делает зачастую применение этого принципа неудобным и утомительным, а решение, которое при этом [c.312]

Второе из уравнении (18) обнаруживает, что равноденственная прямая вращается в плоскости эклиптики с угловой скоростью 1 = V второе равенство (19) показывает, что это движение происходит чрезвычайно медленно, так что в течение ряда лет эта прямая может считаться неподвижной. Но в течение веков движение прямой N становится заметным. Так как V <0, то это движение направлено влево по отношению к оси эклпптпкпр и оси мира f (обращенной к северному полюсу земли), т. е, происходит по часовой стрелке это приводит к предварению, или прецессии равноденствий, вследствие которых в промежуток, составляющий, примерно, 13 0( 0 звездных лет (половина платонического года), происходит полное обращение температурных условий, характеризующих времена года в данном месте земли. [c.213]

В эллиптическом случае, которым мы здесь ограничимся, форма и размеры орбиты некоторой точки Р определяются постоянными а и е (большая полуось и эксцентриситет). Что же касается положения, занимаемого орбитой в пространстве, то небходимо прежде всего отметить, что начало осей выбирается во всех случаях, как это подсказывается самой задачей, в центре силы (в центре Солнца, если речь идет о движении планет), где орбита будет иметь свой фокус. Плоскость ху можно задать произвольно, но в случае планет теперь уже стало общепринятым принимать ее совпадающей с плоскостью эклиптики на 1 января 1850. Оси х, у принимают направленными к точке весеннего равноденствия и к точке лет него солнцестояния в это время, а ось 2 — направленной к северному полюсу эклиптики в силу этого система осей будет правой. По отношению к этой системе осей (или какой-нибудь другой, заданной как угодно) остается еще определить положение плоскости [c.205]

Кругосветные сигналы (КС). Оптим. трассы тяготеют к сумеречной зоне, составляя обычно с терминатором угол 10—20 . Наилучшие условия приёма КС зимой в дневное время, неск. хуже — в ночное время летом и днём в равноденствие. Амплитуда КС практически не меняется при реверсе передающей и првё шой антенн. С ростом солнечной активности приём КС улучшается. Диапазон рабочих частот / = 10—30 МГц с оптим. частотами порядка 15—22 МГц. Осн. особенностями КС являются стабильность времени распространения (138—140 мс), наличие оптим. азимута, ортогонального направлению на подсолнечную точку (см. Магнитосфера Земли), Более точные условия приёма КС сводятся к след, змпирич. правилам критич. частота Г-слоя ионосферы в районе излучателя и его антипода / р //3 траектория КС близка к большому кругу, на к-ром достигается максимум минимума fyn,F2. и минимум продольных градиентов электронной ксшцентрации. При связи между ИСЗ, орбиты к-рых проходят ниже максимума Г-елоя, диапазон наблюдаемых частот расширяется до 40 МГц и вероятность приёма дальних радиосигналов значительно увеличивается, [c.426]

СУТКИ — внесистемная ед. времени, соответствующая периоду обра]дения Земли вокруг своей оси относительно выбранной точки на небе. Различают- звёздные С.— промежуток времени между двумя последоват. верх, кульминациями точки весеннего равноденствия (23 ч 56 м 4,09053 с) истинные солнечные С.— промежуток времени между двумя последоват. ниж. кульминациями центра Солнгщ, продо (жительность меняется в течение года — зимой они длиннее, чем лето.м средние солнечные С., равные ср. продолжительности истинных солнечных С. за год (24 ч). [c.36]

Ответ. В солнечном календаре за основу берется тропический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Солнечный год с точностью до 0,1 с составляет 365 сут 5 ч 48 мин 46,1 с. Григорианский год в среднем оказывается приблизительно на полминуты больше тропического. Погрешность, составляющая 1 сут, накашшвается за 3300 лет. При введении календаря, 1ового стиля было решено каждые 400 лет выбрасывать из счета три дня, считая для этого три високосных года простыми. Не високосными, простыми, условились считать все годы столетий (иапример, 1700, 1800, 1900), за исключением тех, у которых число по отнятии двух нулей делится на четыре без остатка (например, 1600,2000). [c.163]

Начало О указанной системы координат Oxyz расположено в центре Земли, ось Ох направлена в сторону точки весеннего равноденствия ось Oz совпадает с вектором угловой скорости вращения Земли сОд и направлена в сторону северного полюса ось Оу лежит в плоскости земного экватора и образует с первыми двумя осями правую систему координат. [c.53]

Связь между этими системами координат дана в таблицах направляющих косинусов, где использованы следзоощие обозначения [6] iQq) — наклонение орбиты спутника Q — долгота восходящего узла орбиты, отсчитываемая от точки весеннего равноденствия - угловое расстояние перигея орбиты от линии узлов м == — истинцая аномалия. [c.84]

Первый из них заключается в том, что наблюдатель движется в фиксированной невращаюшейся системе координат, используемой для вычисления орбиты. С иллюстративными целями предположим, что орбита вычисляется в гелиоцентрической системе координат, направление осей которой определяется экваториальной плоскостью Земли и точкой весеннего равноденствия в некоторую эпоху. Тогда движение наблюдателя складывается из трех элементов [c.108]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...