Чтение онлайн

Часовой угол и склонение также однозначно определяют положение светила; они составляют так называемую первую экваториальную систему координат. Склонение не зависит от вращения небесной сферы, и часовой угол изменяется пропорционально времени (отсюда и измерение его часами).

Эклиптикой называется большой круг, по которому в первом приближении Солнце совершает свой видимый годичный путь, Плоскость эклиптики параллельна плоскости земной орбиты. Угол наклона плоскости эклиптики к плоскости экватора медленно меняется со временем. В настоящее время он равен приблизительно 23°27'.

Две диаметрально противоположные точки небесной сферы, наиболее удаленные от эклиптики, называются полюсами эклиптики — северным и южным. Северный полюс эклиптики расположен в настоящее время в созвездии Дракона, посредине между Полярной звездой и одной из самых ярких звезд северного неба — Вегой (альфой Лиры), южный — в созвездии Золотой Рыбы. Большие круги, проходящие через полюса эклиптики, называется кругами широты,

Точка пересечения эклиптики и экватора, которую Солнце проходит, двигаясь из южного полушария небесной сферы в северное, называется точкой весны или точкой весеннего равноденствия (в этот момент день равен ночи) и обозначается знаком U. Противоположная точка называется точкой осени или точкой осеннего равноденствия и обозначается знаком D. Точка весны находится в созвездии Рыб, в точка осени — в созвездии Девы. Никаких ярких звезд вблизи их нет.

Круг склонения, проходящий через точки весны и осени, называется колюром равноденствий.

Момент прохождения Солнца через точку весны (осени) считается (в северном полушарии) астрономическим началом весны (осени). По действующему (григорианскому) календарю начало весны приходится на 21 марта (день весеннего равноденствия), а начало осени — на 23 сентября (день осеннего равноденствия).

Прямым восхождением светила называется дуга экватора от точки весны до точки пересечения экватора с кругом склонения светила. Оно измеряется в часах от 0 до 24 часов и отсчитывается с запада на восток. Подобно склонению прямое восхождение не зависит от суточного вращения небесной сферы, Вместе со склонением оно составляет вторую экваториальную систему координат.

В астрономических таблицах местонахождение светил обычно характеризуется как раз склонением и прямым восхождением.

Разность между часовым углом и прямым восхождением в каждый момент равна часовому углу точки весны и потому не зависит от светила. Этот часовой угол называется звездным временем.

Долготой светила называется дуга эклиптики от точки весны до точки пересечения эклиптики с кругом широты светила. Она отсчитывается от 0 до 360° в направлении возрастания прямых восхождений. Широтой светила называется дуга круга широты от эклиптики до светила, отсчитываемая от 0 до 90° к северу и от 0 до–90° к югу. Долгота и широта называются эклиптическими (или эклиптикальными) координатами.

Картина суточного движения светил нам всем хорошо известна. Каждое светило равномерно движется по кругу, параллельному экватору, против часовой стрелки (для наблюдателя в северном Полушарии Земли). Если полярное расстояние звезды меньше (северной) географической широты места наблюдения, то этот круг целиком лежит выше горизонта. Такая звезда называется незаходящей. Если < и +>180°, то звезда никогда не появляется над горизонтом (невосходящая звезда). Если и <180°, то звезда всходит и заходит. Восход (заход) звезды, совпадающий с восходом (заходом) Солнца, называется гелиакическим.

Прохождение светила через меридиан при суточном вращении называется его кульминацией. Если светило кульминирует к югу от северного полюса мира, кульминация называется верхней; в противном случае — нижней.

Период времени, равный 24 часам звездного времени, т.е. время между двумя последовательными верхними кульминациями какой–нибудь звезды (мы пренебрегаем здесь собственными движениями звезд), называется звездными сутками. Время возвращения Солнца в его годовом движении по небесной сфере к какой–нибудь звезде (т.е. период обращения Земли по орбите) называется звездным (или сидерическим) годом. Он короче тропического года на 20 мин.

Полярное расстояние незаходящей звезды равно полуразности ее зенитных расстояний в кульминациях. Поэтому наблюдение кульминаций позволяет определить склонение незаходящих звезд. Для любой звезды сумма склонения, зенитного расстояния в нижней кульминации и географической широты места наблюдения равна 180°. Поэтому из наблюдений незаходящих (лучше всего околополярных) звезд можно определить широту места, после чего для вычисления склонения произвольной звезды достаточно измерить ее зенитное расстояние в любой кульминации. Таким образом, для определения склонений звезд достаточно уметь измерять их зенитные расстояния « кульминациях, что без труда осуществляется простейшими угломерными инструментами, неподвижно закрепленными в плоскости меридиана (если, конечно, не требовать большой точности),

Если прямые восхождения отсчитываются не от точки весны, а от какой–нибудь яркой звезды (как это и было на заре астрономии), то для определения прямого нисхождения любого светила достаточно часов, поскольку оно равно разности момента кульминаций светила и момента кульминаций «начальной» звезды. Но при отсчете прямого восхождения от точки весны, не отмеченной на небесной сфере никакой яркой звездой, приходится для их измерения поступать довольно сложным образом. Можно, например, измеряя меридианные зенитные расстояния Солнца, найти его склонение. Оно непрерывно изменяется, достигая максимума в период солнцестояний. Поскольку этот максимум равен наклону эклиптики к экватору, мы тем самым, в частности, найдем и этот наклон. Но, зная наклон эклиптики к экватору и склонение Солнца, можно, решая соответствующий сферический треугольник, найти и прямое восхождение Солнца. После этого остается принять Солнце за «начальную» звезду. Поскольку наблюдения Солнца сложны с технической стороны и недостаточно точны, для определения точки весны привлекаются наблюдения других тел Солнечной системы, в частности малых планет.

Во всяком случае, мы видим, что основой измерения обеих экваториальных координат (склонения и прямого восхождения) являются наблюдения звезд в кульминациях. Для этого требуются только достаточно точный угломерный инструмент (для измерения зенитных расстояний) и точные часы (для измерения момента кульминации).

На измерение зенитных расстояний вредное влияние оказывает рефракция (преломление лучей в атмосфере Земли). Ошибка рефракции может достигать 0,5°.

Вместо экваториальных координат, иногда удобнее с помощью инструментов типа теодолита или астролябии получать непосредственно из наблюдений горизонтальные координаты светил (на азимут рефракция не влияет), которые можно по формулам сферической тригонометрии пересчитать, зная точное время наблюдений, в склонение и прямое восхождение.

Эклиптические координаты в настоящее время находят не из наблюдений, а вычисляют по экваториальным. Однако прежде их также находили из наблюдений: например, сохранились так называемые армиллярные сферы, принадлежащие Тихо Браге, с помощью которых он непосредственно отсчитывал долготы и широты светил. Однако этим путем получаются значительно худшие по точности результаты.

Эклиптические координаты полезны при изучении движения планет, для светил же, не имеющих собственного движения вокруг Солнца (звезд), они неудобны (как с теоретической, так и с практической, наблюдательной, точки зрения). Именно поэтому все современные астрономические таблицы используют экваториальные координаты.

Однако экваториальные координаты имеют один существенный, не столько практический, сколько теоретический дефект: они медленно, но довольно заметно изменяются со временем. Это изменение вызвано так называемой прецессией земной оси, состоящей в том, что она не остается неподвижной, а движется по некоторому конусу (Это — хорошо известное движение волчка.) Прецессия оси очень медленная: один оборот продолжается около 26 тыс. лет. Прецессия не меняет наклона земной оси к плоскости орбиты. Поэтому в результате прецессии полюс мира за 26 тыс. лет описывает окружность с центром в полюсе эклиптики, имеющую радиус приблизительно в 23,5°. Как мы уже отмечали, в настоящее время полюс мира находится около альфы Малой Медведицы (Полярной звезды), а 4 тыс. лет назад ближайшей к полюсу звездой была альфа Дракона, через 12 тыс. лет Полярной звездой сделается Вега (альфа Лиры).