0) sunt întotdeauna vizibile deasupra orizontului, iar corpurile de iluminare ale emisferei sudice a sferei celeste (d
Dacă observatorul se află la latitudinea j. diferit de 0 ° și de la 90 °, atunci unele dintre stele vor fi ascendente și fixate pentru aceasta, iar altele vor fi ne-ascendente și nepermanente. b) culminarea corpurilor de iluminat. Paralela zilnică a fiecărei lumini traversează meridianul ceresc în două puncte, situată la marginile diametrului paralelei. Fenomenul intersecției meridianului ceresc de lumină se numește culminarea luminării. Punctul culminant numit superior, atunci când lumina traversează partea superioară PZQSP „celestial meridian conținând Z (fig. 7) și mai mică atunci când lumina traversează partea de jos a PNQ'Z'P meridianul celesta“, conține Z“. Distinge culminare superior sub zenit (ZQSP arc „) și spre nord de zenit (la un arc PZ). Pentru corpuri de iluminat care nu intră la o anumită latitudine j. Ambele puncte culminante sunt disponibile pentru observare - atât superioară, cât și inferioară; în lumini ascendente și de setare - numai culminarea superioară, inferioară apare sub orizont; În luminarele non-ascendente, ambele puncte culminante sunt inaccesibile pentru observații, deoarece ele apar sub orizont.
§ 14. Schimbarea coordonatelor stelelor în cursul mișcării zilnice
Când lumina este în creștere sau setare, z = 90 ° său, h = 0 °, iar azimuturilor de creștere și stabilirea punctelor de declinație depind de lumină și latitudinea observației. La momentul culminare zenit minim superior distanța astru, înălțimea maximă și azimut = 0 (în cazul în care lumina culminează sub zenit) sau A = 180 ° (în cazul în care culminează la nord de zenit). La momentul culminant inferioare luminile de distanță zenit este înălțimea maximă - minim și azimut A = 180 °, sau A = 0 ° (dacă inferioară nadirul apare între culminare Z „și polul sud al lumii P“). Prin urmare, de la culminarea inferioară la cea superioară, distanța zenită a luminii scade, iar înălțimea crește; de la vârf la punctul culminant de jos, dimpotrivă, distanța zenit crește, înălțimea scade. În acest caz, azimutul luminii variază și în anumite limite. Astfel, coordonatele orizontale ale corpurilor de iluminat (z, h și A) variază continuu datorită rotației diurn a sferei cerești, iar dacă lumina este invariabil asociată cu o sferă (adică, declinației și dreptul ascensiunii d rămân constante a), că ia coordonatele lor orizontale Valori anterioare când sfera face o singură rotire. Din moment de existență paralelă stele la toate latitudinile ale Pământului (cu excepția poli) sunt înclinate la orizont, coordonatele orizontale variază în mod inegal chiar și atunci când o rotație uniformă de zi cu zi a sferei cerești. Înălțimea luminii h și distanța zenith z variază cel mai lent lângă meridian, adică la momentul culminantului de sus sau de jos. Azimutul aceleiași lumini A, dimpotrivă, se schimbă cel mai rapid în aceste momente. Toate unghiul lumini t (în primul sistem de coordonate ecuatorial) ca azimut A, variază continuu. In momentul culminare astru superioară t = 0. Timp inferior ore culminarea luminii t = unghiul de 180 ° sau 12h. Dar, spre deosebire de azimut, unghiurile oră stelele (dacă declinație d și o urcare directă rămâne constantă) schimba în mod uniform, deoarece acestea numărat pe ecuatorul ceresc, și o rotație uniformă a celeste oră sferă schimbă unghi sunt proporționale cu intervale de timp, adică, Creșterile unghiurilor de oră sunt egale cu unghiul de rotație al sferei celeste. Uniformitatea schimbării unghiurilor orare este foarte importantă atunci când măsurați timpul. Înălțimea h sau corpurile de iluminat la distanță zenit z în declinației climax depind de luminile d și latitudinea observatorului plasează j. Direct din desen (Figura 7) urmează: 1) dacă declinația stelei M1 d
j, lumina M2, în punctul culminant superior este la nord de zenit pe distanța zenit z = d - j, (1,10)
sau la înălțimea h = 90 ° + j - d (1.11)
4) În final, în momentul culminării inferioare, distanța zenit a stelei M3 z = 180 ° - j - d, (1.12)
și înălțimea h = d - (90 ° - j) = j + d - 90 ° (1.13)
Din observațiile este cunoscut (a se vedea. § 8), că, la o latitudine dată j fiecare stea se ridică întotdeauna (sau intra) într-unul și același punct al orizontului, înălțimea sa în meridianul, de asemenea, mereu la fel. Prin urmare, putem concluziona că declinarea stelelor nu se schimbă odată cu timpul (cel puțin vizibil). Punctele de răsărit și de apus, lună și planete, precum și înălțimea lor în meridian în zile diferite ale anului - sunt diferite. În consecință, declinul acestor lumini se schimbă continuu în timp.
§ 15. Eclipticul. Sistem de coordonate ecliptic
măsurarea distanței Zenith sau înălțimea soarelui la amiază (adică, în punctul său culminant superior), pe aceeași latitudine, sa constatat că declinației solar variază în timpul anului în intervalul de la + 23 ° 27 „to
-23 ° 27 ', de două ori pe an trecând prin zero. Din observațiile de modificări ale aspectului cerul de noapte ar trebui să fie alpinism la soare ca directă de-a lungul anilor, de asemenea, se schimbă treptat de la 0 ° la 360 °, sau de la 0h la 24 de ore. Într-adevăr, la miezul nopții în culmea superioară sunt acele stele ale căror ascensiuni directe diferă de ascensiunea corectă a Soarelui cu 180 ° sau cu 12 ore. Observațiile arată, de asemenea, că în fiecare zi, la miezul nopții, stelele toate culmina cu o mulțime de inaltare dreapta, în consecință, ascensiunea dreapta a soarelui în fiecare zi este în creștere. Având în vedere schimbarea continuă în ambele coordonate de soare, este ușor să se stabilească faptul că se mișcă printre stele de la vest la est, pe un mare cerc de celestului
o sferă numită ecliptic. Planul E ecliptic '' ^ E d (fig. 11) este înclinată față de planul ecuatorului ceresc, la un unghi e = 23 ° 27“. Diametrul PP „perpendicular pe planul eclipticii, numit axa ecliptică și intersectează cu suprafața sferei cerești, la polul nord al P ecliptic (care se află în emisfera nordică) și polul sud al P ecliptic“ (în emisfera sudică).
Ecliptic se intersectează cu ecuatorul ceresc în două puncte: la vernal ^ și la tomnatic echinocțiu d. La punctul de vernal ~ Soare traversează ecuatorul ceresc se deplasează din emisfera sudică a sferei cerești de nord. La punctul d soarele echinocțiului de toamnă trece din emisfera sudică în nordul. Punctul eclipticii, separat de echinocțial până la 90 °, punctul se numește solstițiul de vară (emisfera nordică) și punctul de solstițiul de iarnă (în emisfera sudică). O mare semi-cerc al sferei cerești PMP „care trece prin polii eclipticei și a strălucit prin M se numește cercul de latitudine luminii. Ecliptica si vernal sunt baza ecliptica coordonate ceresc sistem. Un sistem de coordonate este în ecliptic latitudinea b luminător M, care se numește arc de cerc de mM latitudine (vezi. Fig. 11) se aprinde pe ecliptica, sau unghiul centrală între planul eliptic Tom și direcția luminii M. latitudine ecliptică numărate de la 0 ° până la + 90 ° spre polul nord al ecliptică (II) și de la 0 ° până la - 90 ° la polul sud (P „). Astru situat pe un mic cerc al cărui plan este paralel cu planul eliptic, au aceeași ecliptica latitudine. Lățimea ecliptică determină poziția luminării pe cercul de latitudine. Poziția același cerc de latitudine pe sfera cerească este definită de celălalt coordonate - ecliptic longitudine l. Ecliptic longitudine l luminary M este arc ^ m ecliptica de la vernal la ^ cerc latitudine care trece prin lumină, sau unghiul centrului ^ Din (în planul eliptic) între vernal și planul cercului de latitudine, lumina care trece prin. Ecranele ecliptice sunt numărate spre mișcarea anuală aparentă a Soarelui în funcție de ecliptic, adică de la vest la est, în intervalul de la 0 ° la 360 °. Elementele de iluminare, situate pe un cerc de latitudine, au aceleași longitudini ecliptice. Sistemul de coordonate ecliptice este folosit în primul rând în astronomia teoretică în determinarea orbitelor corpurilor celeste.
§ 16. Schimbarea coordonatelor ecuatoriale ale Soarelui
Schimbarea coordonatelor ecuatoriale ale Soarelui în timp ce se mișcă de-a lungul eclipticului are loc după cum urmează. Când Soarele se află la primăvară
Equinox ^ (a se vedea § 15), ascensiunea directă și declinația ei sunt zero. Apoi, în fiecare zi de ascensiune dreapta si declinație rasaritul soarelui, iar când soarele vine în punctul solstițiul de vară, ascensiunea dreapta devine egal cu 90 ° sau bh și declinare atinge valoarea sa maximă de + 23 ° 27“. După aceea declinarea Soarelui începe să scadă, iar ascensiunea directă continuă să crească. Când Soarele ajunge la punctul de echinocțiu de toamnă, ascensiunea sa dreaptă este a = 180 ° sau 12h, iar declinația este d = 0 °. Mai mult, ascensiunea dreapta a soarelui, continuă să crească, la solstițiul de iarnă este egală cu 270 ° sau 18h, iar declinarea atinge valoarea minimă de - 23 ° 27“. După aceea declinație solare incepe sa creasca, iar când soarele vine în echinocțiului de primăvară, declinul este egal cu zero din nou, iar ascensiunea dreapta, ajungând la o valoare de 360 ° sau 24 de ore, dispare. Aceste schimbări în coordonatele ecuatoriale ale Soarelor au loc neuniform pe tot parcursul anului. Declinația se modifică cel mai rapid când Soarele se mișcă în apropierea punctelor de echinocție și cel mai lent - în apropierea punctelor de solstițiu. Ascensiunea corectă, dimpotrivă, se schimbă mai lent în apropierea punctelor de echinocțiu și a punctelor mai rapide - în apropierea solstițiului. Ritmul de schimbare a ascensiunii drepte a Soarelui în apropierea punctului de solstițiu de vară este mai mic decât în apropierea punctului de solstițiu de iarnă. Mișcarea aparentă a Soarelui în funcție de ecliptic este o consecință a mișcării actuale a Pământului - rotația sa în jurul Soarelui. Mișcarea Pământului în jurul Soarelui are loc în aceeași direcție cu rotația
Pământul este în jurul axei și este neuniform (vezi § 40). În acest caz, axa de rotație a Pământului este întotdeauna înclinată spre planul orbitei Pământului la un unghi de 66 ° 33 '. Prin urmare, se pare că soarele este, de asemenea neregulat se mișcă în ceruri stelele precum și de la vest la est, dar cercul (ecliptica), al cărui plan este înclinat spre planul ceresc (și terestre) ecuator la un unghi de 23 ° 27 „= 90 ° - 66 ° 33 '. Când soarele se află la echinocțiul (d = 0), este, la toate latitudinile suprafața pământului se ridică în est și apune în punctul E din
§ 17. Mișcarea zilnică a Soarelui la diferite latitudini
a) Pentru un observator la polul nord al Pământului (j = + 90 °), luminile fără trecere sunt cele pentru care d 0 0 și cele care nu forțau d pentru care d
§ 21. Zi solare medie. Timp mediu solar
Media soare ecuatorial pe cer nu a remarcat, cu toate acestea oră pentru a măsura unghiul său nu se poate, iar timpul solară medie obținută prin calcul la observarea timpului sideral adevărat sau lumina soarelui. Până în 1925, cu observații astronomice pentru începutul zilei de mijloc, a fost luată momentul culminării superioare a soarelui mediu. Prin urmare, timpul mediu a fost distins între "astronomic" și "civil". Începând cu anul 1925, astronomii au început să ia în considerare timpul mediu și de la miezul nopții, iar acum nevoile în termeni de "timp astronomic" și "timp civil" au dispărut complet.
§ 22. Ecuația de timp
Diferența dintre timpul mediu și timpul real solar în același timp se numește ecuația de timp h. Pe baza lui (1.18), (1.19) și (1.15), ecuația de timp h = Tm - T¤ = tm - t¤ = a ¤ - a m. (1.20)
Din ultima relație urmează:
§ 23. Relația dintre timpul mediu solar și stelar
Din observațiile pe termen lung se constată că în anul tropical 365.2422 zilele solare sunt cuprinse. Nu este greu să arătăm că există mai mult de o zi de stea în anul tropical, i. E. 366.2422. Într-adevăr, să presupunem că în momentul echinocțiului de primăvară, media unor soare ecuatorial și echinocțiul de primăvară sunt în punctul culminant superior. După vernal zi Equinox siderala va veni din nou în meridianul ceresc, iar media soarele ecuatorial nu se va ajunge la el din cauza zilei sideral se va muta pe ecuatorul ceresc la est de arc, la aproximativ 1 °. Va trece meridianul ceresc după ce va transforma sfera cerească în acest unghi, care va dura aproximativ 4m de timp sau, mai degrabă, Zm56. În consecință, ziua medie este mai mare decât ziua stelară la 3m56s. Plecând în fiecare zi a stelei până la arc la 3m56s (sau
1 °), soarele ecuatorial medie pe tot parcursul anului tropical va trece toate ecuatorul ceresc (ca cel aparent cifra de afaceri a Soarelui de-a lungul ecliptica) și data viitoare echinocțiul va veni din nou la punctul echinocțiului de primăvară. Dar, în acest moment unghiul oră de soare și punctul de mijloc al vernal va fi diferit de zero, ca anul tropical nu conține un număr întreg sau stea sau la mijlocul zilei. Este ușor de văzut că, indiferent de durata anului tropical, numărul de rotații ale soarelui de zi cu zi în această perioadă va fi unul mai mic decât numărul de rotații zilnice ale echinocțiului de primăvară. Cu alte cuvinte, 365.2422 avg. soarele. zile = 366.2422 stelare. zile, de unde și coeficientul (1.22)
servește la traducerea intervalelor timpului mediu solar în intervalele de timp stelar și coeficientul (1.23)
- să traducă spațiile de timp stelari în intervale ale timpului mediu solar. Astfel, dacă intervalul de timp în unitățile solare medii este DTm, iar în unitățile stelare Ds, atunci (1.24)
Rezultă, în special, că
24h avg. soarele. vr = 24h03m56s, 555st. Bp.
1h »« «= 1 00 09, 856« «1m» «« = 01 00, 164 «« 1s »« «= 01, 003« «24h star. ora = 23h 56m 04s, 091ms. soarele. Bp.
1h »« = 59 50, 170 «« «1m» «= 59, 836« «« 1s »« = 0, 997 «« «
Pentru a simplifica calculele, tabelele detaliate sunt compilate pe baza relațiilor (1.24), conform cărora orice interval de timp exprimat într-o singură unitate poate fi ușor exprimat în alte unități. Pentru calcularea aproximativă poate fi considerat că ziua siderala secundar mai scurt (sau, invers, durata medie de stele) aproximativ 4m, și o oră de scurtă medie (sau mai mult media stelare) - pentru 10s. De exemplu, timpul mediu de 5h «5h00m50s timpul sideral și 19h« 18h56m50s siderale înseamnă timp. Să timpul sideral la un moment dat la această dată meridian egal s, i sideral la media ultimei miezul nopții precedente pe același meridian era S. De aceea, după miezul nopții a trecut (s - S) ore, minute și secunde timp sideral. Acest interval, exprimat în unități de timp mediu solar, este (s - S) K 'ore, minute și secunde ale timpului mediu. Și, din moment ce medie miezul nopții medie timp solar este 0h, atunci rezultă că, la momentul de timp s sideral este timpul mediu solar Tm = (e - S) R“. În schimb, lasă un timp mediu la un moment dat pe un anumit meridian să fie egal cu Tm. Aceasta înseamnă că după miezul nopții au trecut orele, minutele și secundele timpului mediu. Acest interval de timp este egal cu TmK a orelor, minutelor și secundelor stelare care au trecut de miezul nopții de mijloc. Și dacă în data specifică tsolnoch de mijloc în acest moment, a fost meridianul stea S, apoi la momentul Tm timpul sideral este S = S + Tm K. Astfel, în ambele cazuri, trebuie să știți sideral timp S în miez de noapte de mijloc pe acest meridian. Cărțile astronomice dau stelei S0 pentru fiecare miez de noapte pe meridianul Greenwich. Cunoscând S0, este ușor să calculezi S pe oricare alt meridian dacă este cunoscută longitudinea sa de la Greenwich. exprimată în ore și fracțiuni de o oră. Într-adevăr, atât timp cât steaua medie a zilei la W m b s, BSC, apoi S0, precum și S, creșteri zilnice în W m 56 s, 555. Prin urmare, pe meridianul l la est de Greenwich Mean timpul sideral la miezul nopții va fi mai mic cu o sumă de la miezul nopții de la miezul nopții pe acest meridian va veni înainte de ln h. De aici
Trimiteți-le prietenilor: