Эклиптическая система

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]

Эклиптическая система координат . [c.186]

Солнечно-эклиптическая система координат . [c.187]

Переход от эклиптической системы координат к абсолютной системе координат осуществляется с помощью матрицы [c.202]

Эклиптическая система координат [c.27]

Рис. 5. Эклиптическая система сферических координат.

Направление S2 в эклиптической системе координат определяется дугой эклиптики Т2 = К, отсчитываемой от точки [c.28]

Эклиптическая система координат удобна при рассмотрении движения тел Солнечной системы. Геоцентрические эклиптические координаты применяются в настоящее время для Солнца п Луны. [c.28]

Принципы отсчета галактической долготы I и галактической широты Ь те же, что и в эклиптической системе координат (рис. 6). [c.29]

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

Рис. 17. Связь между экваториальной и эклиптической системами прямоугольных координат.

Если основная плоскость эклиптической системы сферических координат — плоскость эклиптики — совпадает с плоскостью ОХ У прямоугольной системы координат OX Y Z, начало которой, как и прежде, лежит в центре небесной сферы, а ось ОХ направлена в точку весеннего равноденствия Ф, то система координат OX Y Z называется эклиптической (рис. 17). [c.37]

Заменой a на Я и 6 на p получим формулы дифференциальных изменений координат в эклиптической системе [c.42]

Вторая планетоцентрическая система координат использует в качестве основной плоскости и основной точки отсчета соответственно плоскость гелиоцентрической орбиты планеты и точку весеннего равноденствия Тпл- Эта система является аналогом геоцентрической эклиптической системы координат. [c.59]

Аналогичное рассмотрение вращения эклиптической системы координат Ox Z показывает, что проекция вектора угловой скорости 6) на ось Oz определяет полную скорость смещения по эклиптике точки весеннего равноденствия Т [c.88]

Вектор абсолютной угловой скорости вращения эклиптической системы равен [c.88]

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]

Эклиптические координаты. Можно также рекомендовать вычисление видимых мест звезд в прямоугольных координатах, используя в качестве промежуточного этапа преобразование в прямоугольной эклиптической системе отсчета, с переходом в конце вычислений к сферическим экваториальным координатам звезды [72]. [c.120]

Истинные координаты в эклиптической системе отсчета эпохи и равноденствия 1900,0 + Гг с учетом прецессии за интервал т получаются по формуле (1.2.42в). Для перехода к видимому месту в эклиптических координатах необходимо учесть аберрацию и параллакс это выполняется при помощи следующих соотношений (рис. 48) [c.121]

Вычисляются направляющие косинусы перпендикуляра к орбите в эклиптической системе координат [c.262]

Долгота восходящего узла Q и наклонение i гелиоцентрического участка траектории КА полностью определяют положение плоскости перелета в эклиптической системе координат. [c.292]

Тем самым завершено вычисление шести элементов орбиты Q, , а, е, 0), п, которые полностью определяют в эклиптической системе координат гелиоцентрический участок межпланетной траектории КА. [c.296]

После расчета гелиоцентрического участка межпланетной траектории известны векторы скорости КА в моменты времени ii и 2, а именно Vi и Vg, заданные своими составляющими (7.4.20) в эклиптической системе координат. В этой же системе будем полагать заданными векторы скорости Земли Vpi(ii) в момент начала гелиоцентрического участка КА и планеты Vp2(I2) в момент окончания указанного участка. Тогда можно вычислить векторы скорости КА относительно Земли и относительно планеты [c.298]

Переход к геоцентрическим экваториальным координатам. Обозначим наклонность плоскости эклиптики к плоскости экватора через g. Пусть i", г/ и С" — геоцентрические координаты тела,, отнесенные к эклиптической системе с осью х, направленной в точку весеннего равноденствия. Тогда можно получить экваториальную систему, вращая эклиптическую систему вокруг оси х в отрицательном направлении на угол е соотношения между координатами в двух системах таковы [c.171]

Если 6 представляет наклонность эклиптики, то соответствующие постоянные в эклиптической системе равны [c.226]

Теперь может быть введена поправка за аберрационное время первые лае производные от г можно вычислить из значений г-, г] и г , применяя к этому случаю формулы (32) р к д можно вычислить из (74), а более точные значения Р к можно определить из (86) и затем можно повторить вычисления, начиная с уравнений (46), или, чтобы повысить точность выражений для отношений площадей треугольников, можно применить метод Гаусса ( 134), или элементы могут быть вычислены без дальнейшего приближения или промежуточных величин. Формулы для вычисления элементов даем ниже. Пусть прямоугольные координаты в эклиптической системе суть дс,., y , г,, и наклонность эклиптики обозначена через е, которое не надо смешивать с г, определенным в (85). Тогда [c.229]

За начало такой системы координат чаш,е всего принимают центр Земли или центр Солнца, поскольку большинство планет движется в плоскостях, наклоненных относительно эклиптики всего на несколько градусов. Особенно удобна эклиптическая система при рассмотрении межпланетных полетов. [c.38]

В качестве иллюстрации рассмотрим планету, движущуюся по невозмущенной гелиоцентрической орбите. В прямоугольной эклиптической системе планета имеет координаты (х, у, г). Предположим, мы хотим получить уравнения движения планеты в форме Лагранжа, используя обобщенные координаты (г, Р, Я), где г — радиус-вектор планеты, р—эклиптическая широта, а Я—эклиптическая долгота. Тогда справедливы соотношения [c.214]

Метод навигации, описанный в предыдущем разделе, опирается на измерения трех углов в эклиптической системе координат двух относительно Солнца и третьего относительно планеты. Можно подумать, что при использовании звезд, которые определяют плоскость эклиптики и направление прямой, лежащей в этой плоскости (не обязательно направление на точку весеннего равноденствия), для измерения требуемых углов возможно применить инструмент, аналогичный секстанту. Однако здесь возникает серьезное затруднение с конструкцией инструмента, который обеспечивал бы требуемую точность при достаточно малой массе. Точность 1" была бы труднодостижима . между тем именно такая точность необходима при измерении расстояний порядка нескольких тысяч километров. [c.442]

Пусть X, у, Z — прямоугольные координаты планеты Р с массой т относительно эклиптической системы координат с начале О в центре Солнца, причем массу Солнца обозначим через / о- Пусть на рис. 21 г — радиус-вектор ОР, X— эклиптическая долгота XR и 0 — соответствующая широта RQ. Тогда [c.192]

При решении практических задач небесной механики удобно относить координатную систему к так называемой нормальной эпохе (например, 1925.0, 1950.0, 1975.0). Ось X обычно направляют в точку весеннего равноденствия, которая является общей точкой как для экваториальной, так и для эклиптической системы координат. [c.11]

Переход от экваториальной к эклиптической системе координат. Переход от экваториальной прямоугольной системы координат S, i , к эклиптической т , С происходит по следующим формулам поворота осей на угол е [c.21]

Идеи Эйлера по теории движения Луны положены Хиллом [4] в основу его работ по фундаментальной теории движения Луны. Хилл, как и Эйлер, пользуется прямоугольной геоцентрической эклиптической системой координат, равномерно врагцаюгцейся с угловой скоростью, равной среднему движению Солнца п. Ось абсцисс направлена по прямой, соединяюгцей Землю и Солнце. В этих координатах дифференциальные уравнения задачи Хилла имеют вид [c.132]

Преобразование прямоугольных геоцентрических эклиптических координат в прямоугольные селеноэкваториальные луноцентрические координаты. Если положения объекта и Луны в момент времени t заданы в геоцентрической эклиптической системе прямоугольных координат XYZ радиусами-векторами = = Га х, у, г) иг = у , г ) соответственно, то положе- [c.79]

Экваториальная геоцентрическая система прямоугольных координат OXYZ (рис. 37) вращается относительно оси 0Z эклиптической геоцентрической прямоугольной системы координат OX Z с угловой скоростью Рь эклиптическая система OXyZ вращается относительно оси О/С с угловой скоростью я, проекции которой на оси эклиптической системы координат равны [c.87]

При решении астродинамических задач, связанных с Луной, часто возникает необходимость определения координат начала селенографической системы отсчета в геоэкваториальной (либо эклиптической) системе. Такую задачу можно рассматривать как более частный случай задачи о предвычислении на любой момент времени положений точек лунной поверхности в геоцентрической системе координат заданной фундаментальной эпохи н равноденствия. [c.145]

Величины Атр], Атрз, Атрз суть поправки углов поворота плоскости орбиты вокруг осей Ох, Оу, Ог эклиптической системы координат.) [c.277]

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]

Чтобы определить векторы г и V в экваториальной (эклиптической) системе координат Fxyz, надо определить в этой системе координат единичные векторы г и п , т. е. найти их направляющие косинусы. [c.100]

С помощью матрицы М любой вектор а, заданный в экваториальной (эклиптической) системе координат Fxyz своими составляющими X, у, Z, можно перевести в орбитальную систему координат FXYZ, т. е. найти его проекции X, У, Z [c.101]

Итак, составляющие векторов г и V в экваториальной (эклиптической) системе координат Fxyz имеют вид [c.102]

Положения тел в солнечной системе обычно относятся к одной из двух систем координат к эклиптической или к экваториальной системе. Основная плоскость в эклиптической системе есть плоскость земной орбиты в экваториальной системе — это плоскость земного экватора. Нуль-пунктом основного круга обеих систем является точка весеннего рлвно-действия, т. е. точка, в которой эклиптика пересекает экватор с юга на север, и обозначается через Т- Полярные координаты в эклиптической системе называются долготой и широтой, а в экваториальной — прямым во хождением и склонением. Если начало находится в центре Солнца, то для обозначения координат употребляются латинские буквы, а если оно находится в центре Земли, то—греческие. Итак [c.168]

Если длительное время наблюдать за Солнцем, то можно обнаружить, что оно помимо видимого суточного движения вокруг Земли совершает также движение среди звезд в восточном направлении (в направлении увеличения прямого восхождения) со скоростью около Г в сутки, возвращаясь в свое исходное положение через один год. Траектория этого движения представляет собой больпюи круг, называемый эклиптикой, который лежит в плоскости орбиты Землн вокруг Солнца, от большой круг является основной плоскостью эклиптической системы координат. Он пересекает небесный экватор в точках весеннего (Т) и осеннего (г г) равноденствий под углом 23 27, который обычно обозначается и называется наклонением эклиптики. Полюс эклиптики К отстоит На такой же угол от северного полюса мира. [c.37]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...