Линия весеннего равноденствия

Обычно в качестве опорного направления в космическом пространстве служит направление линии Солнце — Земля в день 21 марта, т. е. линия весеннего равноденствия. Эта линия направлена в некоторую точку созвездия Овна, обозначаемую символом Y (рис. 6.5). Направление движения или обращения небесных тел обычно определяется с точки зрения наблюдателя, смотрящего со стороны северного полюса небесной сферы, который представляет собой проекцию на небесную сферу северного полюса Земли, При наблюдении из этой точки все планеты и большая часть их спутников, а также и других тел солнечной системы будут казаться движущимися против часовой стрелки (т. е. по так называемым прямым орбитам). Если же при наблюдении из северного полюса тело движется по часовой стрелке, его орбита называется обратной. Наклон орбит i измеряется относительно плоскости эклиптики, и угол наклона представляет собой угол между этой плоскостью и положительным направлением движения тела по орбите в точке, где оно пересекает плоскость эклиптики, переходя из южной полусферы в северную (т. е. в вое- [c.158]

Для определения орбиты и положения тела на ней служат так называемые элементы орбиты рис. 6.5). Для лучшего понимания всех дальнейших описаний, таблиц и рисунков настоящей главы остановимся кратко на этих элементах. Помимо уже упомянутого элемента — наклона орбиты-важным углом, определяющим положение орбиты, является долгота восходящего узла Д, т. е. угол в плоскости эклиптики между линией весеннего равноденствия и линией восходящего узла. Таким образом, нулевое значение долготы восходящего узла означает, что точка, в которой орбита переходит из южной небесной полусферы в северную, лежит на опорной линии, т. е. на линии весеннего равноденствия. [c.159]

Г) — долгота восходящего узла, определяющая положение плоскости орбиты относительно некоторого направления в пространстве (обычно относительно линии весеннего равноденствия) [c.159]

На рис. 6.22 показано положение перицентра Р, определяемого долготой Z относительно линии весеннего равноденствия. Угол между направлением па перицентр Р и текуш,им радиусом-вектором тела, движущегося по орбите, есть истинная аномалия, обозначенная, как и ранее, буквой т]. Предположим теперь, что ортогональный импульс сообщается телу в точке орбиты, лежащей на оси В этой точке компонента скорости Va ( а) [c.175]

Проектируя соответствуюш,ие участки начальной, конечной и переходной орбит на небесную сферу, получим сферический треугольник со сторонами 82 и 3 и противолежащими им углами Аг1, Агг и (180° — г), где I — известный угол между плоскостями начальной и конечной орбит. Обозначая буквой I долготу, измеренную от линии весеннего равноденствия, можем выразить три стороны треугольника следующим образом 1 = Д — 1, - "г = 2 — Д и 5 з = 2 — 1 Далее, имеем [c.183]

Следствием изменения угла Ар, определяюш его начальное направление гелиоцентрического движения (ср. приложение 6Г), является изменение ориентации большой оси переходного гелиоцентрического эллии-< а иначе говоря, перигелий и афелий этого эллипса сместятся на некоторый угол, даже если вектор гелиоцентрической начальной скорости но величине выдержан точно (т. е. расстояния афелия и перигелия неизменны). Таким образом, даже в том случае, когда направление ухода по гиперболе выдержано точно и погрешность содержится только в скалярной величине скорости, ориентация большой оси переходного гелиоцентрического эллипса относительно заданного опорного направления (например, относительно линии весеннего равноденствия) будет изменена. В этом заключается существенное отличие данной задачи от задачи определения ошибок при движении в поле одного притягивающего центра, где ориентация большой оси при приложении импульса тяги в одной из точек апсид изменяется лишь при наличии ошибки в направлении вектора скорости, но не в его величине (табл. 6.4). [c.205]

Q — восходящий узел угол между линией весеннего равноденствия и восходящим узлом. [c.265]

Линия весеннего равноденствия 158 [c.722]

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]

Система координат. В практике исследования ИСЗ наиболее удобной системой координат является координатная система, предложенная Г. Вайсом и Муром. Наклон орбиты i и аргумент перигея со в этой системе отсчитываются от экватора даты (момента наблюдения), а долгота узла Q измеряется от точки весеннего равноденствия эпохи (скажем 1950,0) вдоль фиксированного экватора эпохи до линии узлов экватора даты, а затем вдоль экватора даты до линии узлов орбиты ИСЗ (рис. 80). [c.625]

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]

Наклонение орбиты и прямое восхождение восходящего узла определяют ориентацию орбиты в пространстве и ее положение по отношению к земной системе координат. Наклонение орбиты /- это угол между плоскостью орбиты и плоскостью земного экватора. Восходящим узлом орбиты называется точка орбиты, в которой спутник пересекает плоскость земного экватора, переходя из южного полушария в северное. Соответственно противоположная точка на орбите называется нисходящим узлом, а линия, соединяющая эти точки - линией узлов. Прямым восхождением восходящего узла называется угол между линией узлов и направлением на точку весеннего равноденствия. [c.126]

Угловые положения Солнца и линии Земля — Луна по отношению к точке весеннего равноденствия задаются соответственно величинами if) и 8. Угол 8 отсчитывается в плоскости орбит Земли и Луны, а угол г]) — в плоскости эклиптики. Соотношения, определяющие if) и 8, имеют вид [c.239]

Если на экваторе выбрать неподвижную относительно звезд точку Т. то ее угловое расстояние от точки пересечения меридиана, проходящего через К, с экватором в противоположность часовому углу объекта X меняться не будет. Тогда положение любого светила на небесной сфере можно характеризовать его склонением и углом между меридианом светила и меридианом, проходящим через точку Т. которая называется точкой весеннего равноденствия. Угол между Т и точкой пересечения меридиана светила с экватором называется прямым восхождением а тела. Прямое восхождение измеряется вдоль экватора от Т в восточном направлении и может изменяться от 0 до 24 или от О до 360°, т. е. прямое восхождение измеряется в направлении, противоположном направлению измерения часового угла. Это определение справедливо для наблюдателей, находящихся как в северном, так и в южном полушарии. При изображении небесной сс ры рекомендуется 1) выделять жирной линией меридиан наблюдателя, 2) указывать стрелкой на экваторе западное направление, в котором отсчитывается часовой угол, 3) указывать стрелкой на экваторе восточное направление, в котором отсчитывается прямое восхождение. [c.36]

О, — долгота восходящего угла, т. е. угол, лежащий в экваториальной плоскости и отсчитываемый от направления на точку весеннего равноденствия до линии узлов, т. е. линии, пересечения плоскости орбиты с плоскостью экватора (для гелиоцентрических орбит — с плоскостью эклиптики) [c.71]

А.1. Принятые обозначения. При изучении движения спутника в трех измерениях удобно с момента старта ракеты рассматривать движение в прямоугольной системе координат. Мы будем использовать правую систему декартовых координат х, у, z, начало которой помещено в центре Земли. Ось Z этой системы будет направлена по оси вращения Земли, плоскость ху лежит в плоскости экватора, а плоскость xz проходит через точку старта ракеты. Выбранная инерциальная система координат остается неподвижной по отношению к экваториальной системе координат, употребляемой в астрономии и отнесенной к определенному моменту времени. Прямое восхождение оси х, т. е. угловое расстояние ее от направления на точку весеннего равноденствия, остается постоянным. Так как рассматриваемые здесь интервалы времени достаточно коротки, влиянием прецессии линии равноденствий можно пренебречь. Обозначим орты осей выбранной инерциальной системы как i, у, Л. В общем случае координаты интересующей нас точки (центра инерции спутника) будут функциями времени t. Если это не будет оговорено особо, время будет отсчитываться от момента взлета, т. е. при взлете i = 0. Координаты в этой системе будут обозначаться как x t), y t), z t) и соответственно компоненты скорости и ускорения как x t), y t), z t) и x t), y t), z t). С их помощью можно выразить следующие важные величины радиальное расстояние от центра Земли [c.116]

III6) Я — долгота перигелия (перицентра), измеряемая от некоторого опорного направления в пространстве (от линии весеннего равноденствия) [c.160]

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]

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]

Влияние прецессии и нутации было рассмотрено в работах И. Козаи [1] и К. Ламбека [2]. Наиболее полные результаты получены в прекрасной работе И. Козаи и X. Кино-шиты [3]. Авторами были выведены формулы, дающие возмущения элементов орбиты спутника с весьма высокой точностью. Они подтвердили тот вывод, что в практике исследования движения искусственных спутников наиболее удобной системой координат является координатная система, предложенная Г. Вайсом и К. Муром. Наклон орбиты и аргумент перигея в этой системе отсчитываются от экватора даты (момента наблюдения), а долгота узла измеряется от точки весеннего равноденствия эпохи (скажем, 1950.0) вдоль фиксированного экватора до линии [c.309]

Вычисляют углы шм и Qjii, определяющие направление основной оси отсчета ОХм, направленной в точку весеннего равноденствия Марса ГГ а- Угол сом составлен осью ОХм с линией узлов экваториальных плоскостей Земли и Марса, Qm определяет угловое расстояние от земной точки весеннего равноденствия Т. до восходящего узла экватора Марса на экваторе Земли [c.67]

Рие. 163 Траектория полета (сплошная линия) к комете Галлея (орбита — пунктиром) при непрерывной работе ЯЭРДУ а) проекция на плоскость эклиптики (в ид с севера) б) вид со стороны точки весеннего равноденствия Числовые отметки на траектории — время после старта в сутках, на осях — расстояние в а. е. [4 96]. [c.437]

Положение и скорость спутника в пространстве. Пусть заданы элементы орбиты (4.1.4), а требуется определить координаты и составляющие скорости спутника в экваториальной (эклиптической) системе координат Fxyz (рис. 4.1) в произвольный момент времени t. При этом будем полагать, что орбита спутника эллиптическая (для гиперболической и параболической орбит последовательность вычислений остается такой же, но должны использоваться соотношения, полученные ранее для этих орбит). Ось Fx направлена в точку весеннего равноденствия Т, которая на небесной сфере соответствует линии пересечения плоскостей экватора и эклиптики при переходе Солнца из Южного полушария в Северное. [c.100]

Нутация земной оси в случае нулевого среднего наклоиеиия. Если мио-венное значение наклонения мало, то даже очень медленное изменение положения экватора может значительно изменить положение его линии пересечения с эклиптикой. Поэтому оказывается неудобным измерять введенные углы от точки весеннего равноденствия. Если через GZ обозначить нормаль к эклиптике, а через G — ось фигуры Земли, то наша задача будет состоять в определении малых колебаний оси G около нормали GZ. Пусть GX, GY — оси, неподвижные относительно эклиптики, и пусть долгота Солнца измеряется от осн GX. Пусть Р, Q, I — направляющие косинусы оси G относительно осей X, Y, Z. Нет необходимости повторять все этапы исследования, достаточно заметить, что уравнеиня движения для определения Р и Q принимают форму, приведенную в п. 15. Всноминая, что момент возмущающей пары снл, обусловленной солнечным тяготе1шем, равен —3/г (С — А) sin S os S и что его направление составляет с осью GX угол / + л/2, получим уравнения [c.413]

Система координат ОХУХ связана с центром масс Земли и Луны. Ось ОХ направлена в точку весеннего равноденствия, ось ОУ лежит в плоскости движения Земли и Луны, а ось 07 направлена по вектору их угловой скорости. Вращающаяся система координат также связана с центром масс Земли и Луны, ее ось 0 направлена вдоль линии, соединяющей Землю и Луну, ось Оц лежит в плоскости орбиты Земли и Луны, а ось 0 совпадает с осью 07. Плоскость вращается вокруг оси О с той же угловой скоростью (О, как и линия Земля — Лупа. [c.238]

Q —долгота восходящего узла — угол, расположенный в экваториальной плоскости и отсчитываемый от ргаправления на точку весеннего равноденствия Т (оси 0,iir.a) до лииии узлов til,т. е, линии пересечения плоскости орбиты с плоскостью экватора восходящим узлом орбиты называют точку, [c.65]

За основную единицу измерения времени приняты звездные сутки - период между двумя последовательными верхними кульминациями звезды (точки весеннего равноденствия). Звезднью сутки составляют 23ч 56 мин 4,1 с. Солнце, двигаясь по эклиптике, несколько отстает от суточного вращения небесной сферы. Поэтому звездные сутки короче солнечных на Змии. 56с. Звездное время применяется в авиационной астрономии при определении линий положения и курса самолета по звездам или места самолета (МС) с помопц>ю астрономических систем. В обычной жизни невозможно пользоваться звездным временем, так как вся деятельность человека связана с Солнцем, а не со звездами. И, кроме того, звездные сутки в течение года начинаются в разное время дня и ночи, что таьсже неудобно. Счет времени можно вести по видимому движению Солнца. [c.33]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...