Уроки. Тест "Небесная сфера"

Профессиональное образовательное учреждение

«Колледж права и экономики»

РЕФЕРАТ

небесная сфера,видимые движения светил

астрономии

40.02.03 П раво и судебное администрирование

Выполнил обучающийся гр. 102 _____________ Макарова Кристина Антоновна

05.03.2018

Оценка за выполнение и защиту _____________

Проверил _____________ Ефремова Елена Владимировна

02.03.2018

Челябинск 2018

Содержание:

1.Элементы небесной сферы

2.Координаты на небесной сферы

3.Вращения небесной сферы

4.Видимые движения светил

5.Видимое годовое движение Солнца

6.Видимое движение и фазы Луны

7.Видимое движение Планет

Небесной сферой называется воображаемая сфера произвольного радиуса с центром в произвольной точке, на поверхности которой нанесены положения светил так, как они видны на небе в некоторый момент времени из данной точки.

В тёмную безлунную ночь представляется, что он находится в центре огромного плоского круга, накрытого полусферой, на которой расположены светящиеся точки - звезды. Продолжая наблюдения, можно заметить, что полусфера поворачивается и все новые появляются на востоке, в то время как другие исчезают на западе.

Образ сферы возникает потому, что человек не способен оценивать расстояние до предмета, превышающее 4-5 км. Все предметы, расположенные дальше, кажутся нам удалёнными на это расстояние. Сфера, на которой, как нам кажется, расположены звезды, и называется небесной сферой.

На первый взгляд число звёзд кажется бесконечно большим. В действительности же невооружённым глазом можно увидеть на всем небе около 6000 звёзд, а одновременно не более 2000, так как половина небесной сферы закрыта Землёй и у горизонта всегда существует дымка, скрывающая многочисленные слабые звезды.

Радиус небесной сферы произволен, и принять его можно настолько большим, что будет безразлично, где находится её центр: в глазу наблюдателя, в центре Земли, в центре или где-то на одной из планет нашей . Это возможно, поскольку большинство светил находится настолько далеко, что если смотреть с них на Солнечную систему, то она практически не будет отличаться от точки. Если говорить более точно, то два луча, направленные из Солнца и с Земли или тем более из разных точек Земли, даже к ближайшей звезде, практически параллельны. Если говорить о Солнечной системы или о , то различие направлений придётся учитывать, но это лишь незначительно усложнит , которые достаточно просто решаются с помощью небесной сферы.

Элементы небесной сферы.

Очевидно, что в центре небесной сферы (рис. 12) находится другая сфера, а именно Земля, на поверхности которой в некоторой точке находится наблюдатель. Земля вращается, что даёт возможность выделить некоторую прямую - ось вращения Земли (обычно строится ось мира PP’ и экватор). Соответственно на небесной сфере строится ось мира (PP’ - линия, параллельная оси вращения Земли и проходящая через центр небесной сферы) и небесный экватор (слово «небесный» обычно опускают). Пересечение оси мира и небесной сферы определяют полюсы - северный P и южный P’ .

Большой круг, плоскость которого перпендикулярна оси мира, называется небесным экватором . Он пересекается с горизонтом в точках востока и запада.

Вертикальная отвесная линия ( OZ ) является продолжением радиуса Земли, она пересекает небесную сферу в двух точках. Та, что находится над головой, называется « зенит », противоположная ей - « надир ». Перпендикулярная ей плоскость - это плоскость горизонта, которая образует при пересечении с небесной сферой математический горизонт (слово «математический» можно опустить).

При изображении небесной сферы принято ориентировать её так, чтобы вертикальная линия была в центре, а ось мира наклонена к ней.

Две прямые (ось мира и вертикальная линия) определяют плоскость небесного меридиана , а её пересечение с небесной сферой - большой круг - небесный меридиан . Меридиан пересекается с горизонтом в двух точках - точке севера N и точке юга S . Небесный меридиан является проекцией земного меридиана на небесную сферу.

Большой круг - окружность, получаемая пересечением сферы плоскостью, проходящей через её центр. Если плоскость не проходит через центр, то круг называется малым . Расстояние, измеренное по поверхности сферы, между двумя точками большого круга является минимальным. Это говорит о прямой аналогии между прямыми на плоскости и большими кругами на сфере.

Все эти элементы небесной сферы связаны с наблюдателем. Ось мира и экватор общие для всех наблюдателей на Земле; вертикальная линия, зенит, надир, плоскости меридиана и горизонта свои для каждого наблюдателя. Их положение относительно других элементов небесной сферы определяется положением наблюдателя на поверхности Земли.

Вращение небесной сферы.

Наблюдения звездного неба показывают, то небесная сфера медленно вращается в направлении с востока на запад Зори созвездия поднимаются над горизонтом в восточной части неба и прячутся за горизонт в западной Для наблюдателя, который находится в северном полушарии Земли и стоит лицом к югу, это вращение небесной сферы происходит по часовой стрелке, слева направо Для наблюдателя, который находится в южном полушарии (например, в Австралии), напротив. Солнце всходит справа и двигаясь против часовой стрелки, заходит слева, ночью так же смещаются на небосклоне зари.

Как знаем, это видимое вращательное движение небесной сферы есть иллюзорным. Потому что в действительности это Земля вращается вокруг своей оси, и этому есть много доказательств Например, плоскость маятника Фуко, пытаясь сохранить свое положение относительно далеких зрение, относительно земных ориентиров возвращается вокруг вертикали Другим доказательством, о чем будет язык дальше, есть сплющенная Земли около полюсов: экваториальный радиус Земли больше от полярного.

Видимое вращение небесной сферы и принято называть суточным вращением, поскольку n-ного период равняется одним суткам (понятие суток уточнено ниже). Как вспоминалось, это вращение осуществляется вокруг оси мира. В действительности вращательное движение происходит вокруг оси вращения Земли. Однако радиус Земли очень малый сравнительно с расстояниями д зрение, и эта разница для наблюдателя, который находится на поверхности, а не в центре Земли, незаметная.

Вращение небесной сферы , вследствие суточного движения зори на небе описывают круги разной величины - тем меньшие, чем ближе к полюсу мира находится заря. Северный го мое мира находится вблизи Полярной зари в созвездии Малой Медведицы: в 1966 г. - на угловом расстоянии 54" от нее, в 1986 г. это расстояние представляло уже 49". Причину уменьшения ее (благодаря процесии) приведем ниже

Вследствие суточного вращения небесной сферы каждое светило дважды пересекает (проходит ли) небесный меридиан Явление прохождения светила через небесный меридиан будет судиться кульминацией светила (от лат. culmen - вер) "В верхней кульминации светило пересекает ту часть небесного меридиана, в которой находится зенит, в нижней оно проходит через часть меридиана, в которой размещен надир.

Видимое движение светил.

Чтобы понять видимое движение Солнца и других светил на , рассмотрим истинное движение Земли. Земля является одной из планет солнечной системы. Она непрерывно вращается вокруг своей оси. Период вращения ее равен одним суткам. Поэтому наблюдателю, находящемуся на Земле, кажется, что все небесные светила обращаются вокруг Земли с востока на запад с тем же периодом. Но Земля не только вращается вокруг своей оси. Она обращается также вокруг Солнца по эллиптической орбите. Полный оборот вокруг Солнца она совершает за один год. Ось вращения Земли наклонена к плоскости орбиты под углом 66°33". Положение оси в пространстве при движении Земли вокруг Солнца все время остается почти неизменным (рис. 1.10). Поэтому Северное и Южное полушария попеременно бывают обращены в сторону Солнца, в результате чего на Земле происходит смена времен года.

При внимательном наблюдении неба можно заметить, что звезды на протяжении многих лет неизменно сохраняют свое взаимное расположение. Вследствие их чрезвычайной удаленности и весьма малых собственных движений относительно друг друга они с любой точки земной орбиты видны одинаково. Тела же солнечной системы - Солнце, Луна и планеты, которые находятся сравнительно недалеко от Земли, меняют свое положение среди звезд. Таким образом, Солнце наравне со всеми светилами участвует в суточном движении и одновременно имеет собственное видимое движение (оно называется годовым движением), обусловленное движением Земли вокруг Солнца.

Рассмотрим отдельно эти два главных видимых движения Солнца и разберемся, какие изменения они вносят в положение Солнца на небесной сфере.

Видимое годовое движение Солнца.

Наиболее просто годовое движение Солнца можно объяснить по рис. 1.11, на котором изображена , Солнце и орбита Земли. Из этого рисунка видно, что в зависимости от положения Земли на орбите наблюдатель с Земли будет видеть Солнце на фоне разных созвездий. Ему будет казаться, что оно все время перемещается по небесной сфере. Это движение является отражением обращения Земли вокруг Солнца. За год Солнце сделает полный оборот.

Большой круг на небесной сфере, по которому происходит видимое годовое движение Солнца, называется эклиптикой. Эклиптика - слово греческое и в переводе означает затмение. Этот круг назвали так потому, что затмения Солнца и Луны происходят только тогда, когда оба светила находятся на этом круге.

Следует отметить, что плоскость эклиптики совпадает с плоскостью орбиты Земли. Видимое годовое движение Солнца по эклиптике происходит в том же направлении, в котором Земля движется по орбите вокруг Солнца, т. е. оно перемещается к востоку. В течение года Солнце последовательно проходит по эклиптике 12 созвездий, которые образуют пояс Зодиака и называются зодиакальными. Зодиак - слово греческое, которое означает звериный круг (большинство созвездий этого круга имеют названия животных).

Пояс Зодиака образуют следующие созвездия: Рыбы, Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог и Водолей. В каждом из них Солнце бывает примерно месяц. Эклиптика дается на специальной звездной карте, прилагаемой к Авиационному астрономическому ежегоднику (приложение 3). Вследствие того, что плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты Земли на , плоскость небесного экватора также наклонена к плоскости эклиптики на угол . Наклон эклиптики к экватору не сохраняется постоянным. В 1896 г. при утверждении астрономических постоянных решено было наклон эклиптики к экватору считать равным .

Вследствие воздействия на Землю сил притяжения Солнца и Луны он постепенно изменяется в пределах от до . В данный период времени угол равен и непрерывно уменьшается на 0,47" в год.

Эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках, которые называются точками весеннего и осеннего равноденствий.Точку весеннего равноденствия принято обозначать знаком созвездия Овен Т, а точку осеннего равноденствия - знаком созвездия Весов Солнце в этих точках соответственно бывает 21 марта и 23 сентября. В эти дни на Земле день равен ночи, Солнце точно восходит в точке востока и заходит в точке запада.

Точки эклиптики, отстоящие от точек равноденствий на 90°, называются точками солнцестояний. Точка Е на эклиптике, в которой Солнце занимает самое высокое положение относительно небесного экватора, называется точкой летнего солнцестояния, а точка Е, в которой оно занимает самое низкое положение, называется точкой зимнего солнцестояния. В точке летнего солнцестояния Солнце бывает 22 июня, а в точке зимнего солнцестояния - 22 декабря. В течение нескольких дней, близких к датам солнцестояний, полуденная высота Солнца остается почти неизменной, в связи с чем эти точки и получили такое название. Когда Солнце находится в точке летнего солнцестояния день в Северном полушарии самый длинный, а ночь самая короткая, а когда оно находится в точке зимнего солнцестояния - наоборот.

В день летнего солнцестояния точки восхода и захода Солнца максимально удалены к северу от точек востока и запада на горизонте, а в день зимнего солнцестояния они имеют наибольшее удаление к югу.

Движение Солнца по эклиптике приводит к непрерывному изменению его экваториальных координат, ежедневному изменению полуденной высоты и перемещению по горизонту точек восхода и захода.

Известно, что склонение Солнца отсчитывается от плоскости небесного экватора, а прямое восхождение - от точки весеннего равноденствия. Поэтому когда Солнце находится в точке весеннего равноденствия, его склонение и прямое восхождение равны нулю. В течение года склонение Солнца в настоящий период изменяется от до переходя два раза в год через нуль, а прямое восхождение от 0 до 360°.

Экваториальные координаты Солнца в течение года изменяются неравномерно. Происходит это вследствие неравномерности движения Солнца по эклиптике и наклона эклиптики к экватору. Половину своего видимого годового пути Солнце проходит за 186 суток с 21 марта по 23 сентября, а вторую половину за 179 суток с 23 сентября по 21 марта. Неравномерность движения Солнца по эклиптике связана с тем, что Земля на протяжении всего периода обращения вокруг Солнца движется по орбите не с одинаковой скоростью. Из второго закона Кеплера известно, что линия, соединяющая Солнце и планету, за равные промежутки времени описывает равные площади. Согласно этому закону Земля, находясь ближе всего к Солнцу, т. е. в перигелии, движется быстрее, а находясь дальше всего от Солнца, т. е. в афелии - медленнее. Ближе к Солнцу Земля бывает зимой, а летом - дальше. Поэтому в зимние дни она движется по орбите быстрее, чем в летние. Вследствие этого суточное изменение прямого восхождения Солнца в день зимнего солнцестояния равно тогда как в день летнего солнцестояния оно равно только .

Различие скоростей движения Земли в каждой точке орбиты вызывает неравномерность изменения не только прямого восхождения, но и склонения Солнца. Однако за счет наклона эклиптики к экватору его изменение имеет другой характер. Наиболее быстро склонение Солнца изменяется вблизи точек равноденствия, а у точек солнцестояния оно почти не изменяется.

Знание характера изменения экваториальных координат Солнца позволяет производить приближенный расчет прямого восхождения и склонения Солнца. Для выполнения такого расчета берут ближайшую дату с известными экваториальными координатами Солнца. Затем учитывают, что прямое восхождение Солнца за сутки изменяется в среднем на 1°, а склонение Солнца в течение месяца до и после прохождения точек равноденствия изменяется на 0,4° в сутки; в течение месяца перед солнцестояниями и после них - на 0,1° в сутки, а в течение промежуточных месяцев между указанными - на 0,3°.

Видимое движение и фазы Луны.

Луна является естественным спутником Земли и ближайшим к ней небесным телом. Она обращается вокруг Земли по эллиптической орбите в том же направлении, что и Земля вокруг Солнца. Среднее расстояние Луны от Земли равно 384 400 км. Плоскость орбиты Луны наклонена к плоскости эклиптики на .

Точки пересечения орбиты Луны с эклиптикой называются узлами лунной орбиты. Движение Луны вокруг Земли для наблюдателя представляется как видимое ее движение по . Видимый путь Луны по небесной сфере называется видимой орбитой Луны. За сутки Луна перемещается по видимой орбите относительно звезд примерно на 13,2°, а относительно Солнца на 12,2°, так как Солнце за это время тоже перемещается по эклиптике в среднем на 1°. Промежуток времени, в течение которого Луна совершает полный оборот по своей орбите относительно звезд, называется звездным, или сидерическим, месяцем. Его продолжительность равна 27,32 средних солнечных суток.

Промежуток времени, в течение которого Луна совершает полный оборот по своей орбите относительно Солнца, называется с инодическим месяцем. Он равен 29,53 средних солнечных суток. Сидерический и синодический месяцы различаются примерно на двое суток за счет движения Земли по своей орбите вокруг Солнца. На рис. 1.15 показано, что при нахождении Земли на орбите в точке 1 Луна и Солнце наблюдаются на в одном и том же месте, например на фоне звезды . Через 27,32 сут, т. е. когда Луна сделает полный оборот вокруг Земли, она снова будет наблюдаться на фоне той же звезды. Но так как Земля вместе с Луной за это время переместится по своей орбите относительно Солнца примерно на 27° и будет находиться в точке 2, то Луне необходимо еще пройти 27°, чтобы занять прежнее положение относительно Земли и Солнца, на что понадобится около 2 сут. Таким образом, синодический месяц длиннее сидерического на отрезок времени, который нужен Луне, чтобы переместиться на 27°.

Период вращения Луны вокруг своей оси равен периоду ее обращения вокруг Земли. Поэтому Луна обращена к Земле всегда одной и той же стороной. Вследствие того, что Луна за одни сутки перемещается по небесной сфере с запада на восток, т. е. в сторону, обратную суточному движению , на 13,2°, ее восход и заход ежесуточно запаздывают примерно на 50 мин. Это ежедневное запаздывание приводит к тому, что Луна непрерывно меняет свое положение относительно Солнца, но через строго определенный период времени вновь возвращается в исходное положение. В результате движения Луны по видимой орбите происходит непрерывное и быстрое изменение ее экваториальных

координат. В среднем за сутки прямое восхождение Луны изменяется на 13,2°, а склонение - на 4°. Изменение экваториальных координат Луны происходит не только за счет ее быстрого движения по орбите вокруг Земли, но и вследствие необычайной сложности этого движения. На Луну действуют многие силы, имеющие различную величину и период, под влиянием которых все элементы лунной орбиты постоянно изменяются.

Наклон орбиты Луны к эклиптике колеблется в пределах от до 5° 19" за время, несколько меньшее полугода. Изменяются формы и размеры орбиты. Непрерывно с периодом 18,6 года меняется положение орбиты в пространстве, в результате чего происходит перемещение узлов лунной орбиты навстречу движению Луны. Это приводит к постоянному изменению угла наклона видимой орбиты Луны к небесному экватору от до . Поэтому пределы изменения склонения Луны не остаются постоянными. В некоторые периоды оно изменяется в пределах а в другие - ±18° 17".

Склонение Луны и ее гринвичский часовой угол даются в ежедневных таблицах ААЕ на каждый час гринвичского времени.

Движение Луны на сопровождается непрерывным изменением ее внешнего вида. Происходит так называемая смена лунных фаз. Фазой Луны называется видимая часть лунной поверхности, освещенная солнечными лучами.

Рассмотрим, вследствие чего происходит изменение лунных фаз. Известно, что Луна светит отраженным солнечным светом-Половина ее поверхности всегда освещена Солнцем. Но вследствие различных взаимных положений Солнца, Луны и Земли освещенная поверхность представляется земному наблюдателю в разных

видах. Принято различать четыре фазы Луны: новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть.

Во время новолуния Луна проходит между Солнцем и Землей. В этой фазе Луна обращена к Земле неосвещенной стороной, и поэтому она не видна земному наблюдателю. В фазе первой четверти Луна находится в таком положении, что наблюдатель видит ее в виде половины освещенного диска. Во время полнолуния Луна находится в направлении, противоположном направлению на Солнце. Поэтому к Земле обращена вся освещенная сторона Луны и она видна в виде полного диска. После полнолуния видимая с Земли освещенная часть Луны постепенно уменьшается. Когда Луна достигает фазы последней четверти, она снова видна в виде половины освещенного диска. В Северном полушарии в первой четверти освещена правая половина диска Луны, а в последней - левая.

В промежутке между новолунием и первой четвертью и в промежутке между последней четвертью и новолунием к Земле обращена небольшая часть освещенной Луны, которая наблюдается в виде серпа. В промежутках между первой четвертью и полнолунием, полнолунием и последней четвертью Луна видна в виде ущербленного диска. Полный цикл смены лунных фаз происходит в течение строго определенного периода времени. Его называют периодом фаз. Он равен синодическому месяцу, т. е. 29,53 сут.

Промежуток времени между основными фазами Луны равен примерно 7 сут. Количество дней, прошедших с момента новолуния, принято называть возрастом Луны. С изменением возраста изменяются и точки восхода и захода Луны. Даты и моменты наступления основных фаз Луны по гринвичскому времени даны в ААЕ.

Движение Луны вокруг Земли является причиной лунных и солнечных затмений. Затмения происходят только тогда, когда Солнце и Луна одновременно располагаются вблизи узлов лунной орбиты. Солнечное затмение происходит, когда Луна находится между Солнцем и Землей, т. е. в период новолуния, а лунное - когда Земля находится между Солнцем и Луной, т. е. в период полнолуния.

Видимое движение планет.

В состав Солнечной системы входит девять планет. Пять из них можно видеть на небе невооруженным глазом. Это планеты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Среди звезд планеты выделяются своей яркостью. Но их видимое положение относительно звезд непостоянно. Они непрерывно перемещаются по небу, как бы блуждают среди звезд. Видимое происходит вблизи эклиптики, т. е. в поясе зодиакальных созвездий. В отличие от видимого движения Солнца и Луны оно имеет сложный характер, так как является отражением действительных движений Земли и планет по их орбитам вокруг Солнца.

По положению своих орбит относительно орбиты Земли планеты делятся на внутренние и внешние. Внутренние планеты обращаются вокруг Солнца внутри орбиты Земли, а внешние - за ее пределами. К внутренним планетам относятся Меркурий и Венера, а к внешним - Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Когда планета проходит между Землей и Солнцем и находится в точке 1, она земному наблюдателю не видна, так как в это время к Земле обращена неосвещенная сторона планеты. Спустя некоторое время после прохождения точки 1, планета становится видимой и наблюдателю будет казаться, что она относительно Солнца отклоняется вправо.

Когда планета достигнет точки 2, наблюдатель увидит ее на в точке А. Затем в своем видимом движении планета совершает среди звезд петлю и начинает двигаться в обратном направлении. Удаление ее от Солнца уменьшается, она постепенно скрывается в его лучах и заходит одновременно с ним. В это время планета проходит за Солнцем. Через некоторое время планета становится снова видимой, но теперь уже слева от Солнца. Достигнув предельного отклонения от Солнца влево, планета в точке В снова делает петлю, меняет направление своего движения и затем начинает приближаться к Солнцу. Таким образом, видимое движение внутренней планеты представляется как бы колебанием ее около Солнца.

При положении планеты справа от Солнца она наблюдается на как утренняя звезда, а при положении слева - как вечерняя звезда.

Наиболее благоприятными условиями наблюдения внутренних планет являются условия, при которых они находятся вбизи точек наибольшего углового отклонения от Солнца. У Меркурия максимальное угловое отклонение достигает 28°, а у Венеры - 48°. Поскольку Меркурий находится близко к Солнцу, то наблюдать его трудно. Даже при максимальном угловом отклонении от Солнца его можно наблюдать только в сумерках вскоре после захода Солнца или непосредственно перед восходом Солнца. Венера при наибольшем угловом отклонении восходит примерно за 3-4 ч до восхода Солнца, а при вечерней видимости через столько же времени заходит после захода Солнца.

Экипажу самолета важно знать, когда, утром или вечером, будет видна планета Венера в заданную дату полета. Наиболее просто это можно определить по ААЕ. Для этого необходимо сравнить часовые углы Солнца и Венеры, взятые из ААЕ для заданной даты для любого целого часа времени. Если часовой угол Венеры больше часового угла Солнца, Венера будет видна утром на востоке, а если меньше - вечером на западе.

Внешние планеты обращаются вокруг Солнца на более далеком расстоянии, чем Земля. Поэтому характер их видимого движения несколько иной, чем у внутренних планет. Среди звезд они перемещаются медленнее видимого годового движения Солнца. Среди внешних планет наиболее быстрое видимое движение имеет Марс, который расположен ближе всего к Земле. Противостоянием называется положение планеты на относительно Земли в направлении, противоположном Солнцу. В противостоянии планета наблюдается в нулевой фазе (диск освещен полностью). Поэтому это положение планеты является самым удобным для ее наблюдения. В период противостояния планета находится в созвездии, противоположном тому, в котором в это время находится Солнце. Следовательно, в этом положении планета может быть видна на небе всю ночь. Для отыскания планет на небесной сфере пользуются специальными схемами, которые даны в приложении к ААЕ. На этих схемах показан видимый годовой путь среди звезд планет, используемых в авиационной астрономии (см. приложение 4). Видимое приводит к непрерывному изменению их экваториальных координат, значения которых даются в ААЕ на каждый час гринвичского времени.

Источники.

http://stu.sernam.ru/book_aa.php?id=7

Все небесные светила находятся на необычайно больших и весьма различных расстояниях от нас. Но нам они представляются одинаково удаленными и как будто расположенными на некоторой сфере. При решении практических задач по авиационной астрономии важно знать не расстояние до светил, а их положение на небесной сфере в момент наблюдения.

Небесной сферой называется воображаемая сфера бесконечно большого радиуса, центром которой является наблюдатель. При рассмотрении небесной сферы ее центр совмещают с глазом наблюдателя. Размерами Земли пренебрегают, поэтому центр небесной сферы часто совмещают также с центром Земли. Светила на сферу наносят в таком положении, в каком они видны на небе в некоторый момент времени из данной точки нахождения наблюдателя.

Небесная сфера имеет ряд характерных точек, линий и кругов. На рис. 1.1 кругом произвольного радиуса изображена небесная сфера, в центре которой, обозначенном точкой О, расположен наблюдатель. Рассмотрим основные элементы небесной сферы.

Вертикаль наблюдателя - прямая, проходящая через центр небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в точке наблюдателя. Зенит Z - точка пересечения вертикали наблюдателя с небесной сферой, расположенная над головой наблюдателя. Надир Z" - точка пересечения вертикали наблюдателя с небесной сферой, противоположная зениту.

Истинный горизонт С В Ю З - большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна к вертикали наблюдателя. Истинный горизонт делит небесную сферу на две части: надгоризонтную полусферу, в которой расположен зенит, и подгоризонтную полусферу, в которой расположен надир.

Ось мира РР" - прямая, вокруг которой происходит видимое суточное вращение небесной сферы.

Рис. 1.1. Основные точки, линии и круги на небесной сфере

Ось мира параллельна оси вращения Земли, а для наблюдателя, находящегося на одном из полюсов Земли, она совпадает с осью вращения Земли. Видимое суточное вращение небесной сферы является отражением действительного суточного вращения Земли вокруг своей оси.

Полюсы мира - точки пересечения оси мира с небесной сферой. Полюс мира, находящийся в области созвездия Малой Медведицы, называется Северным полюсом мира Р, а противоположный полюс называется Южным Р.

Небесный экватор - большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна к оси мира. Плоскость небесного экватора делит небесную сферу на северную полусферу, в которой расположен Северный полюс мира, и южную полусферу, в которой расположен Южный полюс мира.

Небесный меридиан, или меридиан наблюдателя, - большой круг на небесной сфере, проходящий через полюсы мира, зенит и надир. Он совпадает с плоскостью земного меридиана наблюдателя и делит небесную сферу на восточную и западную полусферы.

Точки севера и юга - точки пересечения небесного меридиана с истинным горизонтом. Точка, ближайшая к Северному полюсу мира, называется точкой севера истинного горизонта С, а точка, ближайшая к Южному полюсу мира, - точкой юга Ю. Точки востока и запада - точки пересечения небесного экватора с истинным горизонтом.

Полуденная линия - прямая линия в плоскости истинного горизонта, соединяющая точки севера и юга. Полуденной называется эта линия потому, что в полдень по местному истинному солнечному времени тень от вертикального шеста совпадает с этой линией, т. е. с истинным меридианом данной точки.

Южная и северная точки небесного экватора - точки пересечения небесного меридиана с небесным экватором. Точка, ближайшая к южной точке горизонта, называется точкой юга небесного экватора , а точка, ближайшая к северной точке горизонта, - точкой севера

Вертикал светила, или круг высоты, - большой круг на небесной сфере, проходящий через зенит, надир и светило. Первый вертикал - вертикал, проходящий через точки востока и запада.

Круг склонения, или часовой круг светила, РМР - большой круг на небесной сфере, проходящий через полюсы миоа и светило.

Суточная параллель светила - малый круг на небесной сфере, проведенный через светило параллельно плоскости небесного экватора. Видимое суточное движение светил происходит по суточным параллелям.

Альмукантарат светила АМАГ - малый круг на небесной сфере, проведенный через светило параллельно плоскости истинного горизонта.

Рассмотренные элементы небесной сферы широко используются в авиационной астрономии.

Тема 4. НЕБЕСНАЯ СФЕРА. АСТРОНОМИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ КООРДИНАТ

4.1. НЕБЕСНАЯ СФЕРА

Небесная сфера – воображаемая сфера произвольного радиуса, на которую проецируются небесные светила. Служит для решения различных астрометрических задач. За центр небесной сферы, как правило, принимают глаз наблюдателя. Для находящегося на поверхности Земли наблюдателя вращение небесной сферы воспроизводит суточное движение светил на небе.

Представление о Небесной сфере возникло в глубокой древности; в основу его легло зрительное впечатление о существовании куполообразного небесного свода. Это впечатление связано с тем, что в результате огромной удалённости небесных светил человеческий глаз не в состоянии оценить различия в расстояниях до них, и они представляются одинаково удалёнными. У древних народов это ассоциировалось с наличием реальной сферы, ограничивающей весь мир и несущей на своей поверхности многочисленные звёзды. Таким образом, в их представлении небесная сфера была важнейшим элементом Вселенной. С развитием научных знаний такой взгляд на небесную сферу отпал. Однако заложенная в древности геометрия небесной сферы в результате развития и совершенствования получила современный вид, в котором и используется в астрометрии.

Радиус небесной сферы может быть принят каким угодно: в целях упрощения геометрических соотношений его полагают равным единице. В зависимости от решаемой задачи центр небесной сферы может быть помещен в место:

где находится наблюдатель (топоцентрическая небесная сфера),

в центр Земли (геоцентрическая небесная сфера),

в центр той или иной планеты (планетоцентрическая небесная сфера),

в центр Солнца (гелиоцентрическая небесная сфера) или в любую др. точку пространства.

Каждому светилу на небесной сфере соответствует точка, в которой её пересекает прямая, соединяющая центр небесной сферы со светилом (с его центром). При изучении взаимного расположения и видимых движений светил на небесной сфере выбирают ту или иную систему координат), определяемую основными точками и линиями. Последние обычно являются большими кругами небесной сферы. Каждый большой круг сферы имеет два полюса, определяющиеся на ней концами диаметра, перпендикулярного к плоскости данного круга.

Названия важнейших точек и дуг на небесной сфере

Отвесная линия (или вертикальная линия) – прямая, проходящая через центры Земли и небесной сферы. Отвесная линия пересекается с поверхностью небесной сферы в двух точках – зените , над головой наблюдателя, и надире – диаметрально противоположной точке.

Математический горизонт – большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна к отвесной линии. Плоскость математического горизонта проходит через центр небесной сферы и делит ее поверхность на две половины: видимую для наблюдателя, с вершиной в зените, и невидимую , с вершиной в надире. Математический горизонт может не совпадать с видимым горизонтом вследствие неровности поверхности Земли и различной высотой точек наблюдения, а также искривлением лучей света в атмосфере.

Рис. 4.1. Небесная сфера

Ось мира – ось видимого вращения небесной сферы, параллельная оси Земли.

Ось мира пересекается с поверхностью небесной сферы в двух точках – северном полюсе мира и южном полюсе мира .

Полюс мира – точка на небесной сфере, вокруг которой происходит видимое суточное движение звезд из-за вращения Земли вокруг своей оси. Северный полюс мира находится в созвездии Малой Медведицы , южный в созвездии Октант . В результате прецессии полюса мира смещаются примерно на 20" в год.

Высота полюса мира равна широте места наблюдателя. Полюс мира, расположенный в надгоризонтной части сферы, называется повышенным, другой же полюс мира, находящийся в подгоризонтной части сферы, называется пониженным.

Небесный экватор – большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира. Небесный экватор делит поверхность небесной сферы на два полушария: северное полушарие , с вершиной в северном полюсе мира, и южное полушарие , с вершиной в южном полюсе мира.

Небесный экватор пересекается с математическим горизонтом в двух точках: точке востока и точке запада . Точкой востока называется та, в которой точки вращающейся небесной сферы пересекают математический горизонт, переходя из невидимой полусферы в видимую.

Небесный меридиан – большой круг небесной сферы, плоскость которого проходит через отвесную линию и ось мира. Небесный меридиан делит поверхность небесной сферы на два полушария – восточное полушарие , с вершиной в точке востока, и западное полушарие , с вершиной в точке запада.

Полуденная линия – линия пересечения плоскости небесного меридиана и плоскости математического горизонта.

Небесный меридиан пересекается с математическим горизонтом в двух точках: точке севера и точке юга . Точкой севера называется та, которая ближе к северному полюсу мира.

Эклиптика – траектория видимого годичного движения Солнца по небесной сфере. Плоскость эклиптики пересекается с плоскостью небесного экватора под углом ε = 23°26".

Эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках – весеннего и осеннего равноденствия . В точке весеннего равноденствия Солнце переходит из южного полушария небесной сферы в северное, в точке осеннего равноденствия - из северного полушария небесной сферы в южное.

Точки эклиптики, отстоящие от точек равноденствия на 90°, называются точкой летнего солнцестояния (в северном полушарии) и точкой зимнего солнцестояния (в южном полушарии).

Ось эклиптики – диаметр небесной сферы, перпендикулярный плоскости эклиптики.

4.2. Основные линии и плоскости небесной сферы

Ось эклиптики пересекается с поверхностью небесной сферы в двух точках – северном полюсе эклиптики , лежащем в северном полушарии, и южном полюсе эклиптики, лежащем в южном полушарии.

Альмукантарат (араб. круг равных высот) светила – малый круг небесной сферы, проходящий через светило, плоскость которого параллельна плоскости математического горизонта.

Круг высоты или вертикальный круг или вертикал светила – большой полукруг небесной сферы, проходящий через зенит, светило и надир.

Суточная параллель светила – малый круг небесной сферы, проходящий через светило, плоскость которого параллельна плоскости небесного экватора. Видимые суточные движения светил совершаются по суточным параллелям.

Круг склонения светила – большой полукруг небесной сферы, проходящий через полюсы мира и светило.

Круг эклиптической широты́ , или просто круг широты светила – большой полукруг небесной сферы, проходящий через полюсы эклиптики и светило.

Круг галактической широты́ светила – большой полукруг небесной сферы, проходящий через галактические полюсы и светило.

2. АСТРОНОМИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ КООРДИНАТ

Система небесных координат используется в астрономии для описания положения светил на небе или точек на воображаемой небесной сфере. Координаты светил или точек задаются двумя угловыми величинами (или дугами), однозначно определяющими положение объектов на небесной сфере. Таким образом, система небесных координат является сферической системой координат, в которой третья координата – расстояние – часто неизвестна и не играет роли.

Системы небесных координат отличаются друг от друга выбором основной плоскости. В зависимости от стоящей задачи, может быть более удобным использовать ту или иную систему. Наиболее часто используются горизонтальная и экваториальная системы координат. Реже – эклиптическая, галактическая и другие.

Горизонтальная система координат

Горизонтальная система координат (горизонтная) – это система небесных координат, в которой основной плоскостью является плоскость математического горизонта, а полюсами – зенит и надир. Она применяется при наблюдениях звёзд и движения небесных тел Солнечной системы на местности невооружённым глазом, в бинокль или телескоп. Горизонтальные координаты планет, Солнца и звёзд непрерывно изменяются в течение суток ввиду суточного вращения небесной сферы.

Линии и плоскости

Горизонтальная система координат всегда топоцентрическая. Наблюдатель всегда находится в фиксированной точке на поверхности земли (отмечена буквой O на рисунке). Будем предполагать, что наблюдатель находится в Северном полушарии Земли на широте φ. При помощи отвеса определяется направление на зенит (Z), как верхняя точка, в которую направлен отвес, а надир (Z") – как нижняя (под Землёй). Поэтому и линия (ZZ"), соединяющая зенит и надир называется отвесной линией.

4.3. Горизонтальная система координат

Плоскость, перпендикулярная к отвесной линии в точке O называется плоскостью математического горизонта. На этой плоскости определяется направление на юг (географический) и север, например, по направлению кратчайшей за день тени от гномона. Кратчайшей она будет в истинный полдень, и линия (NS), соединяющая юг с севером, называется полуденной линией. Точки востока (E) и запада (W) берутся отстоящими на 90 градусов от точки юга соответственно против и по ходу часовой стрелки, если смотреть из зенита. Таким образом, NESW – плоскость математического горизонта

Плоскость, проходящая через полуденную и отвесную линии (ZNZ"S) называется плоскостью небесного меридиана , а плоскость, проходящая через небесное тело – плоскостью вертикала данного небесного тела . Большой круг, по которому она пересекает небесную сферу, называется вертикалом небесного тела .

В горизонтальной системе координат одной координатой является либо высота светила h, либо его зенитное расстояние z . Другой координатой является азимут A .

Высотой h светила называется дуга вертикала светила от плоскости математического горизонта до направления на светило. Высоты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к зениту и от 0° до −90° к надиру.

Зенитным расстоянием z светила называется дуга вертикала светила от зенита до светила. Зенитные расстояния отсчитываются в пределах от 0° до 180° от зенита к надиру.

Азимутом A светила называется дуга математического горизонта от точки юга до вертикала светила. Азимуты отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от точки юга, в пределах от 0° до 360°. Иногда азимуты отсчитываются от 0° до +180° к западу и от 0° до −180° к востоку (в геодезии азимуты отсчитываются от точки севера).

Особенности изменения координат небесных тел

За сутки звезда описывает круг, перпендикулярный оси мира (PP"), которая на широте φ наклонена к математическому горизонту на угол φ. Поэтому она будет двигаться параллельно математическому горизонту лишь при φ равном 90 градусов, то есть на Северном полюсе. Поэтому все звёзды, видимые там, будут незаходящими (в том числе и Солнце на протяжении полугода, см. долгота дня) а их высота h будет постоянной. На других широтах доступные для наблюдений в данное время года звёзды делятся на:

заходящие и восходящие (h в течение суток проходит через 0)

незаходящие (h всегда больше 0)

невосходящие (h всегда меньше 0)

Максимальная высота h звезды будет наблюдаться раз в день при одном из двух её прохождений через небесный меридиан – верхней кульминации, а минимальная – при втором из них – нижней кульминации. От нижней до верхней кульминации высота h звезды увеличивается, от верхней до нижней – уменьшается.

Первая экваториальная система координат

В этой системе основной плоскостью является плоскость небесного экватора. Одной координатой при этом является склонение δ (реже – полярное расстояние p). Другой координатой – часовой угол t.

Склонением δ светила называется дуга круга склонения от небесного экватора до светила, или угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило. Склонения отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу мира и от 0° до −90° к южному полюсу мира.

4.4. Экваториальная система координат

Полярным расстоянием p светила называется дуга круга склонения от северного полюса мира до светила, или угол между осью мира и направлением на светило. Полярные расстояния отсчитываются в пределах от 0° до 180° от северного полюса мира к южному.

Часовым углом t светила называется дуга небесного экватора от верхней точки небесного экватора (то есть точки пересечения небесного экватора с небесным меридианом) до круга склонения светила, или двугранный угол между плоскостями небесного меридиана и круга склонения светила. Часовые углы отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от верхней точки небесного экватора, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0h до 24h (в часовой мере). Иногда часовые углы отсчитываются от 0° до +180° (от 0h до +12h) к западу и от 0° до −180° (от 0h до −12h) к востоку.

Вторая экваториальная система координат

В этой системе, как и в первой экваториальной, основной плоскостью является плоскость небесного экватора, а одной координатой – склонение δ (реже – полярное расстояние p). Другой координатой является прямое восхождение α. Прямым восхождением (RA, α) светила называется дуга небесного экватора от точки весеннего равноденствия до круга склонения светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга склонения светила. Прямые восхождения отсчитываются в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0h до 24h (в часовой мере).

RA – астрономический эквивалент земной долготы. И RA и долгота измеряют угол восток-запад вдоль экватора; обе меры берут отсчёт от нулевого пункта на экваторе. Для долготы, нулевой пункт – нулевой меридиан; для RA нулевой отметкой является место на небе, где Солнце пересекает небесный экватор в весеннее равноденствие.

Склонение (δ) в астрономии – одна из двух координат экваториальной системы координат. Равняется угловому расстоянию на небесной сфере от плоскости небесного экватора до светила и обычно выражается в градусах, минутах и секундах дуги. Склонение положительно к северу от небесного экватора и отрицательно к югу. У склонения всегда указывается знак, даже если склонение положительно.

Склонение небесного объекта, проходящего через зенит, равно широте наблюдателя (если считать северную широту со знаком +, а южную отрицательной). В северном полушарии Земли для заданной широты φ небесные объекты со склонением

δ > +90° − φ не заходят за горизонт, поэтому называются незаходящими. Если же склонение объекта δ

Эклиптическая система координат

В этой системе основной плоскостью является плоскость эклиптики. Одной координатой при этом является эклиптическая широта β, а другой – эклиптическая долгота λ.

4.5. Связь эклиптической и второй экваториальной систем координат

Эклиптической широтой β светила называется дуга круга широты от эклиптики до светила, или угол между плоскостью эклиптики и направлением на светило. Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу эклиптики и от 0° до −90° к южному полюсу эклиптики.

Эклиптической долготой λ светила называется дуга эклиптики от точки весеннего равноденствия до круга широты светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты светила. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годового движения Солнца по эклиптике, то есть к востоку от точки весеннего равноденствия в пределах от 0° до 360°.

Галактическая система координат

В этой системе основной плоскостью является плоскость нашей Галактики. Одной координатой при этом является галактическая широта b, а другой – галактическая долгота l.

4.6. Галактическая и вторая экваториальная системы координат.

Галактической широтой b светила называется дуга круга галактической широты от эклиптики до светила, или угол между плоскостью галактического экватора и направлением на светило.

Галактические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному галактическому полюсу и от 0° до −90° к южному галактическому полюсу.

Галактической долготой l светила называется дуга галактического экватора от точки начала отсчёта C до круга галактической широты светила, или угол между направлением на точку начала отсчёта C и плоскостью круга галактической широты светила. Галактические долготы отсчитываются против часовой стрелки, если смотреть с северного галактического полюса, то есть к востоку от точки начала отсчёта C в пределах от 0° до 360°.

Точка начала отсчёта C находится вблизи направления на галактический центр, но не совпадает с ним, поскольку последний, вследствие небольшой приподнятости Солнечной системы над плоскостью галактического диска, лежит примерно на 1° к югу от галактического экватора. Точку начала отсчёта C выбирают таким образом, чтобы точка пересечения галактического и небесного экваторов с прямым восхождением 280° имела галактическую долготу 32,93192° (на эпоху 2000).

Системы координат . ... на материале темы «Небесная сфера . Астрономические координаты ». Сканирование изображений с астрономическим содержанием. Карта...

Небесная сфера – это воображаемая сфера произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения (рис. 1). Плоскость, проведённая через центр небесной сферы перпендикулярно к отвесной по отношению к поверхности земли линии, образует на пересечении с небесной сферой большой круг, называемый математическим или истинным горизонтом.
Отвесная линия пересекается с небесной сферой в двух диаметрально противоположных точках – зенита Z и надира Z’. Зенит находится точно над головой наблюдателя, надир скрыт земной поверхностью.
Суточное вращение небесной сферы является отражением вращения Земли и происходит тоже вокруг земной оси, но в обратном направлении, то есть с востока на запад. Ось вращения небесной сферы, совпадающей с осью вращения Земли, называется осью мира.
Северный полюс мира Р направлен на Полярную звезду (0°51 от Полярной звезды). Южный полюс мира Р’ находится над горизонтом южного земного полушария и из северного полушария не виден.

Рис.1. Пересечение небесного экватора и небесного меридиана с истинным горизонтом

Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира, называется небесным экватором, который совпадает с плоскостью земного экватора. Небесный экватор делит небесную сферу на два полушария – северное и южное. Небесный экватор пересекается с истинным горизонтом в двух точках, которые называются точками востока Е и запада W. В точке востока небесный экватор поднимается над истинным горизонтом, а в точке запада опускается за него.
Большой круг небесной сферы, проходящий через полюс мира (РР’), зенит и надир (ZZ’), называется небесным меридианом, который отражается на земной поверхности в виде земного (географического) меридиана. Небесный меридиан делит небесную сферу на восточную и западную и пересекается с истинным горизонтом в двух диаметрально противоположных точках – точке юга (S) и точке севера (N).
Прямая линия, проходящая через точки юга и севера и являющаяся линией пересечения плоскости истинного горизонта с плоскостью небесного меридиана, называется полуденной линией.
Большой полукруг, проходящий через полюсы Земли и какую-либо точку на её поверхности, называется меридианом данной точки. Меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию, главную обсерваторию Великобритании, называется нулевым или начальным меридианом. Нулевой меридиан и меридиан, отстоящий от нулевого на 180°, делят поверхность Земли на два полушария – восточное и западное.
Большой круг небесной сферы, плоскость которого совпадает с плоскостью земной орбиты вокруг Солнца, называется плоскостью эклиптики. Линия пересечения небесной сферы с плоскостью эклиптики называется линией эклиптики или просто эклиптикой (рис. 3.2). Эклиптика – слово греческое и в переводе означает затмение. Данный круг назвали так, потому что затмения Солнца и Луны происходят тогда, когда оба светила находятся вблизи плоскости эклиптики. Для земного наблюдателя вдоль эклиптики происходит видимое годовое движение Солнца. Линия, перпендикулярная плоскости эклиптики и проходящая через центр небесной сферы, образует в точках пересечения с ней Северный (П) и Южный (П’) полюсы эклиптики.
Линия пересечения плоскости эклиптики с плоскостью небесного экватора пересекает поверхность земной сферы в двух диаметрально противоположных точках, называемых точками весеннего и осеннегоравноденствия. Точку весеннего равноденствия принято обозначать (Овен), точку осеннего равноденствия – (Весы). Солнце в этих точках бывает соответственно 21 марта и 23 сентября. В эти дни на Земле день равен ночи. Точки эклиптики, отстоящие от точек равноденствия на 90°, называются точками солнцестояний (22 июля – летнее, 23 декабря – зимнее).
Плоскость небесного экватора наклонена к плоскости эклиптики на угол – 23°27′. Наклон эклиптики к экватору не остаётся постоянным. В 1896 году при утверждении астрономических постоянных было решено наклон эклиптики считать равным 23° 27′ 8,26».
Вследствие воздействия на Землю сил притяжения Солнца и Луны он постепенно изменяется в пределах от 22°59′ до 24°36′.

Рис. 2. Плоскость эклиптики и её пересечение с плоскостью небесного экватора
Системы небесных координат
Для определения местонахождения небесного тела используют ту или иную систему небесных координат. В зависимости оттого, какой из кругов небесной сферы выбирается для построения координатной сетки, эти системы называются эклиптической системой координатили экваториальной. Для определения координат на земной поверхности используют географическую систему координат. Рассмотрим все указанные системы.
Эклиптическая система координат.

Эклиптическая система координат наиболее часто используется астрологами. Эта система заложена во всех старинных атласах звёздного неба. Эклиптическая система строится на плоскости эклиптики. Положение небесного тела в этой системе определяется двумя сферическими координатами – эклиптической долготой (или просто долготой) и эклиптической широтой.
Эклиптическая долгота L отсчитывается от плоскости, проходящей через полюса эклиптики и точку весеннего равноденствия в направлении годичного движения Солнца, т.е. по ходу знаков Зодиака (рис. 3.3). Долгота измеряется от 0° до 360°.
Эклиптическая широта В – угловое расстояние от эклиптики в сторону полюсов. Значение В положительно в сторону северного полюса эклиптики, отрицательно – в сторону южного. Измеряется от +90° до –90°.

Рис.3. Эклиптическая система небесных координат.

Экваториальная система координат.

Экваториальная система координат также иногда используется астрологами. Эта система строится на небесном экваторе, совпадающем с земным экватором (рис. 4). Положение небесного тела в этой системе определяется двумя координатами – прямым восхождением и склонением.
Прямое восхождение отсчитывают от точки весеннего равноденствия 0° в сторону против суточного вращения небесной сферы. Измеряется либо в пределах от 0° до 360°, либо в единицах времени – от 0 час. до 24 час. Склонение? – это угол между небесным экватором и полюсом (аналогично широте в эклиптической системе) и измеряется от –90° до +90°.

Рис.4. Экваториальная система небесных координат

Географическая система координат.

Определяется географической долготой и географической широтой. В астрологии используется для координат места рождения.
Географическая долгота? отсчитывается от гринвичского меридиана со знаком + к востоку и – к западу от – 180° до +180° (рис. 3.5). Иногда географическую долготу измеряют в единицах времени от 0 до 24 час, отсчитывая её к востоку от Гринвича.
Географическая широта? отсчитывается вдоль меридианов в направлении географических полюсов со знаком + к северу, со знаком – к югу от экватора. Географическая широта принимает значение от – 90° до + 90°.

Рис.5. Географические координаты

Прецессия
Астрономы древности считали, что ось вращения Земли неподвижна относительно звёздной сферы, но Гипарх (160 лет до н.э.) открыл, что точка весеннего равноденствия медленно движется навстречу годичному движению Солнца, т.е. против хода зодиакальных созвездий. Это явление получило название прецессии.
Смещение составляет 50’3,1» за год. Полный круг точка весеннего равноденствия совершает за 25 729 лет, т.е. 1° проходит приблизительно за 72 года. Ориентиром на небесной сфере служит северный полюс мира. Вследствие прецессии он медленно перемещается среди звёзд вокруг полюса эклиптики по окружности сферического радиуса 23°27′. В наше время он всё ближе подходит к Полярной звезде.
Сейчас угловое расстояние между Северным полюсом мира и Полярной звездой составляет 57′. На самое близкое расстояние (28′) он подойдёт в 2000 году, а через 12 000 лет он окажется вблизи самой яркой звезды Северного полушария Веги.
Измерение времени
Вопрос измерения времени решается на протяжении всей истории развития человечества. Трудно себе представить более сложное понятие, чем время. Величайший философ древнего мира Аристотель за четыре столетия до нашей эры писал, что среди неизвестного в окружающей нас природе самым неизвестным является время, ибо никто не знает, что такое время и как им управлять.
Измерение времени основано на вращении Земли вокруг своей оси и на обращении её вокруг Солнца. Эти процессы непрерывны и имеют достаточно постоянные периоды, что позволяет использовать их в качестве естественных единиц измерения времени.
В силу того, что орбита Земли представляет собой эллипс, движение Земли происходит по ней с неравномерной скоростью, и, следовательно, скорость видимого движения Солнца по эклиптике происходит также неравномерно. Все светила за сутки в своём видимом движении дважды пересекают небесный меридиан. Пересечение небесного меридиана центром светила называется кульминацией светила (кульминация – слово латинское и в переводе означает «вершина»). Различают верхнюю и нижнюю кульминации светила. Промежуток времени между кульминациями называется полусуток. Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, а момент нижней – истинной полночью. Как верхняя, так и нижняя кульминации могут служить началом или концом промежутка времени (суток), выбранного нами в качестве единицы.
Если в качестве основной точки для определения продолжительности суток выберем центр истинного Солнца, т.е. центр того солнечного диска, который мы видим на небесной сфере, то получим единицу времени, называемую истинными солнечными сутками.
При выборе в качестве основной точки так называемого среднего экваториального Солнца, т.е. некоторой фиктивной точки, двигающейся по экватору с постоянной скоростью движения Солнца по эклиптике, получим единицу времени, называемую средними солнечными сутками.
Если в качестве основной точки при определении продолжительности суток выбрать точку весеннего равноденствия, то получим единицу времени, называемую звёздными сутками. Звёздные сутки короче солнечных на 3 мин. 56,555 сек. Местные звёздные сутки – это промежуток времени от момента верхней кульминации точки Овна на местном меридиане до данного момента времени. В определённой местности каждая звезда кульминирует всегда на одной и той же высоте над горизонтом, потому что её угловое расстояние от полюса мира и от небесного экватора не меняется. Солнце и Луна, напротив, меняют высоту, на которой они кульминируют. Промежутки между кульминациями звёзд на четыре минуты короче, чем промежутки между кульминациями Солнца. Солнце за сутки (время одного оборота небесной сферы), успевает сдвинуться относительно звёзд к востоку – в сторону, противоположную суточному вращению неба, на расстояние около 1°, так как небесная сфера делает полный оборот (360°) за 24 часа (15° – за 1 час, 1°– за 4 минуты).
Кульминации Луны ежесуточно запаздывают на целых 50 минут, так как Луна делает приблизительно один оборот навстречу вращению неба за месяц.
На звёздном небе планеты не занимают постоянного места, так же как Луна и Солнце, поэтому на карте звёздного неба, как и на картах космограмм и гороскопов, положение Солнца, Луны и планет можно указать лишь для определённого момента времени.
Поясное время. Поясным временем (Тп) какого-либо пункта называется местное среднее солнечное время основного географического меридиана того часового пояса, в котором этот пункт расположен. Для удобства определения времени поверхность Земли разделена 24 меридианами – каждый из них отстоит от соседнего ровно на 15° по долготе. Эти меридианы определяют 24 часовых пояса. Границы часовых поясов отстоят от каждого из соответствующих меридианов на 7,5° к востоку и западу. Время одного и того же пояса в каждый момент для всех его пунктов считается одинаковым. Нулевым считается гринвичский меридиан. Также была установлена линия перемены даты, т.е. условная линия, на запад от которой календарная дата для всех часовых поясов восточной долготы будет больше на один день по сравнению со странами, расположенными на часовых поясах западной долготы.
В России поясное время было введено в 1919 году. Приняв за основу международную систему часовых поясов и существовавшие тогда административные границы, на карту РСФСР были нанесены часовые пояса от II до XII включительно (см. Приложение 2, Табл. 12).
Местное время. Время в любом измерении, будь то звёздное, истинное солнечное или среднее солнечное время какого-нибудь меридиана, называется местным звёздным, местным истинным солнечным и местным средним солнечным временем. Все точки, лежащие на одном меридиане, в один и тот же момент будут иметь одинаковое время, которое называется местным временем LT (Local Time). На различных меридианах местное время различно, т.к. Земля, вращаясь вокруг своей оси, последовательно поворачивает к Солнцу разные части поверхности. Солнце восходит и день наступает не во всех местах земного шара одновременно. К востоку от Гринвичского меридиана местное время увеличивается, а к западу – уменьшается. Местное время используется астрологами для нахождения так называемых полей (домов) гороскопа.
Всемирное время. Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называется всемирным или мировым временем (UT, GMT). Местное среднее солнечное время какого-либо пункта на земной поверхности определяется географической долготой этого пункта, выраженной в часовой мере и отсчитываемой от Гринвичского меридиана. К востоку от Гринвича время считается положительным, т.е. оно больше, чем в Гринвиче, а к западу от Гринвича – отрицательным, т.е. время в местностях западнее Гринвича меньше гринвичского.
Декретное время(td) – время, введённое на всей территории Советского Союза 21 июня 1930 г. Отменено 31 марта 1991 г. Вновь введено на территории СНГ и России с 19 марта 1992 г.
Летнее время (Тл) – время, введённое в бывшем Советском Союзе с 1 апреля 1991 г.
Эфемеридное время. Неравномерность шкалы всемирного времени привела к необходимости введения новой шкалы, определяемой орбитальными движениями тел Солнечной системы и представляющей шкалу изменения независимой переменной дифференциальных уравнений ньютоновой механики, положенных в основу теории движения небесных тел. Эфемеридная секунда равна 1/31556925,9747 части тропического года (см.) начала нашего столетия (1900 г.). Знаменатель этой дроби соответствует числу секунд в тропическом году 1900. Эпоха 1900 г. выбрана в качестве нуль-пункта шкалы эфемеридного времени. Начало этого года соответствует моменту, когда Солнце имело долготу 279°42′.
Сидерический, или звёздный год. Это промежуток времени, в течение которого Солнце при своём видимом годовом движении вокруг Земли по эклиптике описывает полный оборот (360°) и возвращается в прежнее положение относительно звёзд.
Тропический год. Это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия. В силу прецессионного движения точки весеннего равноденствия навстречу движению Солнца тропический год несколько короче сидерического.
Аномалистический год. Это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Земли через перигелий.
Календарный год. Календарный год используют для счёта времени. Он содержит целое число дней. Длина календарного года выбрана с ориентацией на тропический год, поскольку правильное периодическое возвращение времён года связано именно с продолжительностью тропического года. А так как тропический год не содержит целого числа дней, пришлось при построении календаря прибегнуть к системе вставки дополнительных дней, которые компенсировали бы накопившиеся за счёт дробной части тропического года дни. В юлианском календаре, введённом Юлием Цезарем в 46 году до н.э. при содействии александрийского астронома Созигена, простые годы содержали 365 дней, високосные – 366. Таким образом, средняя продолжительность года в юлианском календаре была больше продолжительности тропического года на 0,0078 суток. В силу этого, если, например, Солнце в 325 году проходило через точку весеннего равноденствия 21 марта, то в 1582 году, когда папой Григорием ХIII была принята реформа календаря, день равноденствия пришёлся уже на 11 марта. Реформа календаря, произведённая по предложению итальянского врача и астронома Луиджи Лилио, предусматривает пропуск некоторых високосных лет. В качестве таких лет были взяты годы в начале каждого столетия, у которых число сотен не делится на 4, а именно: 1700, 1800 и 1900гг. Таким образом средняя продолжительность григорианского года стала равна 365,2425 средних солнечных суток. В ряде стран Европы переход на новый стиль был осуществлён 4 октября 1582 года, когда следующим днём считали 15 октября. В России же новый (григорианский) стиль был введён в 1918 году, когда по постановлению СНК 1 февраля 1918 года предписывалось считать 14 февраля.
Кроме календарной системы счёта дней, в астрономии большое распространение получила система непрерывного счёта дней от некоторой начальной даты. Такая система была предложена в XVI веке лейденским профессором Скалигером. Она получила название в честь отца Скалигера Юлия, поэтому называется юлианским периодом (не путать с Юлианским календарём!). За начальную точку был принят гринвичский полдень 1 января 4713 г. до н.э. по юлианскому календарю, поэтому юлианские сутки начинаются в гринвичский полдень. Каждый день по этому счёту времени имеет свой порядковый номер. В эфемеридах – астрономических таблицах – счёт юлианских дней ведётся с 1.01.1900 г. 1.01.1996 г. – 2 450 084-й юлианский день.

Планеты солнечной системы
В Солнечной системе девять больших планет. В порядке удаления от Солнца – это Меркурий, Венера, Земля (с Луной), Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон (рис. 6).

Рис.6. Орбиты планет Солнечной системы

Планеты обращаются вокруг Солнца по эллипсам почти в одной плоскости. Между Марсом и Юпитером обращаются малые планеты, так называемые астероиды, число которых приближается к 2 000. Пространство между планетами заполнено разреженным газом и космической пылью. Его пронизывают электромагнитные излучения, которые являются носителями магнитных, гравитационных и других силовых полей.
Солнце примерно в 109 раз больше Земли по диаметру и в 330 тыс. раз массивнее Земли, а масса всех планет вместе взятых составляет лишь около 0,1 процента от массы Солнца. Солнце силой своего притяжения управляет движением планет Солнечной системы. Чем ближе планета к Солнцу, тем больше её линейная и угловая скорость обращения вокруг Солнца. Период обращения планеты вокруг Солнца по отношению к звёздам называется звёздным, или сидерическим периодом (см. Приложение 2, Табл. 1,2). Период обращения Земли относительно звёзд называется звёздным годом.
До XVI века существовала так называемая геоцентрическая система мира Клавдия Птолемея. В XVI веке эта система была пересмотрена польским астрономом Николаем Коперником, который поставил Солнце в центр. Галилей, построивший первую зрительную трубу, прототип телескопа, на основе своих наблюдений подтвердил теорию Коперника.
В начале XVII века Иоганн Кеплер – математик и астролог австрийского королевского двора – установил три закона движения тел в Солнечной системе.
Первый закон Кеплера. Планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце.
Второй закон Кеплера. Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади, поэтому, чем ближе к Солнцу находится планета, тем быстрее она движется, и, наоборот, чем дальше она от Солнца, тем её движение медленнее.
Третий закон Кеплера. Квадраты времён обращения планет относятся между собой как кубы их средних расстояний от Солнца (больших полуосей их орбит). Таким образом, второй закон Кеплера количественно определяет изменение скорости движения планеты по эллипсу, а третий закон Кеплера связывает средние расстояния планет от Солнца с периодами их звёздных обращений и позволяет большие полуоси всех планетных орбит выразить в единицах большой полуоси земной орбиты.
Исходя из наблюдений движения Луны и законов Кеплера, Ньютон открыл закон всемирного тяготения. Он установил, что вид орбиты, которую описывает тело, зависит от скорости небесного тела. Таким образом, законы Кеплера, позволяющие определить орбиту планеты, являются следствием более общего закона природы – закона всемирного тяготения, который составляет основу небесной механики. Законы Кеплера соблюдаются тогда, когда рассматривается движение двух изолированных тел с учётом их взаимного притяжения, но в Солнечной системе действует не только притяжение Солнца, но и взаимное притяжение всех девяти планет. В связи с этим происходит, хотя и достаточно малое, но отклонение от движения, которое происходило бы, если строго следовать законам Кеплера. Такие отклонения называются возмущениями. Их приходится учитывать при вычислениях видимого положения планет. Мало того, именно благодаря возмущениям была открыта планета Нептун, она была вычислена, как говорится, на кончике пера.
В 40-х годах XIX века было обнаружено, что Уран, открытый В. Гершелем в конце XVIII века, едва заметно отклоняется от пути, по которому он должен следовать с учётом возмущений со стороны всех уже известных планет. Астрономы Леверье (во Франции) и Адаме(в Англии) высказали предположение, что Уран подвергается притяжению ещё какого-то неизвестного тела. Они вычислили орбиту неизвестной планеты, её массу и даже указали место на небе, где в данное время должна находиться неведомая планета. В 1846 году эта планета была найдена с помощью телескопа в указанном ими месте немецким астрономом Галле. Так был открыт Нептун.
Видимое движение планет. С точки зрения земного наблюдателя, через определённые промежутки времени планеты меняют направление своего движения, в отличие от Солнца и Луны, которые перемещаются по небосводу в одном направлении. В связи с этим различают прямое движение планеты (с запада на восток, как Солнце и Луна), и попятное, или ретроградное движение (с востока на запад). В момент перехода от одного вида движения к другому происходит кажущаяся остановка планеты. Исходя из вышесказанного, видимый путь каждой планеты на фоне звёзд это сложная линия с зигзагами и петлями. Формы и размеры описываемых петель различны для разных планет.
Есть различие и между движениями внутренних и внешних планет. К внутренним планетам относят Меркурия и Венеру, орбиты которых лежат внутри орбиты Земли. Внутренние планеты в своём движении тесно связаны с Солнцем, Меркурий удаляется от Солнца не далее, чем на 28°, Венера – на 48°. Конфигурация, при которой Меркурий или Венера проходит между Солнцем и Землёй, называется нижним соединением с Солнцем, во время верхнего соединения планета находится за Солнцем, т.е. Солнце оказывается между планетой и Землёй. К внешнимпланетам относятся планеты, орбиты которых лежат вне орбиты Земли. Внешние планеты перемещаются на фоне звёзд как бы независимо от Солнца. Они описывают петли, когда находятся в противоположной от Солнца области неба. У внешних планет бывает только верхнее соединение. В тех случаях, когда Земля находится между Солнцем и внешней планетой, происходит так называемое противостояние.
Противостояние Марса в то время, когда Земля и Марс максимально приближаются друг к другу, называется великим противостоянием. Великие противостояния повторяются через 15-17 лет.
Характеристика планет солнечной системы
Планеты Земной группы. Меркурий, Венера, Земля и Марс называются планетами типа Земля. Они по многим параметрам отличаются от планет-гигантов: меньшими размерами и массой, большей плотностью и пр.
Меркурий – самая близкая к Солнцу планета. Он находится на расстоянии в 2,5 раза ближе к Солнцу, чем Земля. Для земного наблюдателя Меркурий удаляется от Солнца не более чем на 28°. Только вблизи крайних положений планету можно увидеть в лучах вечерней или утренней зари. Для невооружённого глаза Меркурий – светлая точка, а в сильный телескоп у него вид серпика или неполного круга. Меркурий окружён атмосферой. Атмосферное давление у поверхности планеты приблизительно в 1 000 раз меньше, чем у поверхности Земли. Поверхность Меркурия тёмно-бурая и похожа на лунную, усыпанная кольцевыми горами и кратерами. Звёздные сутки, т.е. период вращения вокруг оси относительно звёзд, равны 58,6 наших суток. Солнечные сутки на Меркурии длятся два меркурианских года, то есть около 176 земных суток. Длительность дня и ночи на Меркурии приводит к резкому различию температуры между полуденными и полуночными участками. Дневное полушарие Меркурия накаляется до 380°С и выше.
Венера – ближайшая к Земле планета Солнечной системы. По размерам Венера почти такая же, как и земной шар. Поверхность планеты всегда скрыта облаками. Газовая оболочка Венеры открыта М. В. Ломоносовым в 1761 году. Атмосфера Венеры резко отличается по химическому составу от земной и совершенно непригодна для дыхания. Она состоит приблизительно на 97% из углекислого газа, азота – 2%, кислорода – не более 0,1%. Солнечные сутки составляют 117 земных суток. На ней нет смены времён года. У её поверхности температура близка к +450°С, а давление составляет около 100 атмосфер. Ось вращения Венеры почти в точности направлена к полюсу орбиты. Суточное вращение Венеры происходит не в прямом, а в обратном направлении, т.е. в направлении, противоположном движению планеты по орбите вокруг Солнца.
Марс – четвёртая планета Солнечной системы, последняя из планет земной группы. Марс почти в два раза меньше Земли. Масса примерно в 10 раз меньше массы Земли. Ускорение свободного падения на его поверхности в 2,6 раза меньше, чем на Земле. Солнечные сутки на Марсе – 24 часа и 37,4 минуты, т.е. почти как на Земле. Продолжительность светлого времени дня и полуденная высота Солнца над горизонтом изменяются на протяжении года примерно так же, как и на Земле, из-за почти одинакового у этих планет наклона плоскости экватора к плоскости орбиты (у Марса около 25°). Когда Марс находится в противостоянии, он настолько яркий, что его можно отличить от других светил по красно-оранжевому цвету. На поверхности Марса видны две полярные шапки, когда одна растёт – другая уменьшается. Он усеян кольцевыми горами. Поверхность планеты окутана дымкой, её покрывают облака. На Марсе бушуют мощные пылевые бури, иногда длящиеся месяцами. Давление атмосферы в 100 раз меньше земного. Сама атмосфера в основном состоит из углекислоты. Суточные температурные изменения достигают 80-100°С.
Планеты-гиганты. К планетам-гигантам относятся четыре планеты Солнечной системы: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.
Юпитер – самая большая планета Солнечной системы. Он в два раза массивнее, чем все остальные планеты, вместе взятые. Но масса Юпитера мала по сравнению с Солнцем. Он больше Земли по диаметру в 11 раз, а по массе – более чем в 300 раз. Юпитер удалён от Солнца на расстояние, равное 5,2 а.е. Период обращения вокруг Солнца составляет около 12 лет. Экваториальный диаметр Юпитера около 142 тыс. км. Угловая скорость суточного вращения этого гиганта в 2,5 раза больше, чем Земли. Период вращения Юпитера на экваторе равен 9 ч 50 мин.
По своему строению, химическому составу и физическим условиям у поверхности Юпитер не имеет ничего общего с Землёй и планетами земной группы. Неизвестно, какая поверхность у Юпитера – твёрдая или жидкая. В телескоп можно наблюдать светлые и тёмные полосы изменчивых облаков. Наружный слой этих облаков состоит из частичек замёрзшего аммиака. Температура надоблачных слоёв составляет около –145°С. Выше облаков атмосфера Юпитера состоит, по-видимому, из водорода и гелия. Толщина газовой оболочки Юпитера чрезвычайно велика, а средняя плотность Юпитера, наоборот, очень мала (от 1 260 до 1 400 кг/м3), что составляет всего 24% средней плотности Земли.
Юпитер имеет 14 спутников, тринадцатый открыт в 1974 году, а четырнадцатый – в 1979 году. Они движутся по эллиптическим орбитам вокруг планеты. Из них два спутника выделяются своими размерами, это Каллисто и Ганимед – крупнейший из спутников в Солнечной системе.
Сатурн – вторая по величине планета. Он расположен вдвое дальше от Солнца, чем Юпитер. Его экваториальный диаметр составляет 120 тыс. км. По массе Сатурн вдвое меньше Юпитера. В атмосфере Сатурна найдена небольшая примесь газообразного метана, как и на Юпитере. Температура на видимой стороне Сатурна близка к температуре замерзания метана (-184°С), из твёрдых частиц которого скорее всего состоит облачный слой этой планеты. Период осевого вращения составляет 10 час. 14 мин. Быстро вращаясь, Сатурн приобрёл сплюснутую форму. Плоская система колец опоясывает планету вокруг экватора, нигде не соприкасаясь с её поверхностью. В кольцах различают три зоны, разделённые узкими щелями. Внутреннее кольцо очень прозрачное, а среднее кольцо наиболее яркое. Кольца Сатурна представляют собой массу мелких спутников планеты-гиганта, расположенных в одной плоскости. Плоскость колец имеет постоянный наклон к плоскости орбиты, равный примерно 27°. Толщина колец Сатурна около 3 км, а диаметр по наружному краю – 275 тыс. км. Период обращения Сатурна вокруг Солнца 29,5 лет.
У Сатурна 15 спутников, десятый был открыт в 1966 году, последние три – в 1980 году американским автоматическим космическим аппаратом «Вояджер-1». Крупнейший из них Титан.
Уран – самая эксцентричная планета Солнечной системы. Он отличается от других планет тем, что вращается, как бы лёжа на боку: плоскость его экватора почти перпендикулярна к плоскости орбиты. Наклон оси вращения к плоскости орбиты на 8° превосходит 90°, поэтому направление вращения планеты является обратным. Спутники Урана тоже движутся в обратном направлении.
Уран был открыт английским учёным Уильямом Гершелем в 1781 году. Он расположен вдвое дальше от Солнца, чем Сатурн. В атмосфере Урана найдены водород, гелий и небольшая примесь метана. Температура в подсолнечной точке возле поверхности составляет 205-220°С. Период обращения вокруг оси на экваторе – 10 часов 49 мин. Из-за необычного расположения оси вращения Урана Солнце там поднимается высоко над горизонтом почти до зенита даже на полюсах. Полярный день и полярная ночь достигают на полюсах 42-летней продолжительности.
Нептун – обнаружил себя силой своего притяжения. Его местоположение сначала было вычислено, после чего немецкий астроном Иоганн Галле открыл его в 1846 году. Средняя удалённость от Солнца – 30 а.е. Период обращения – 164 года 280 суток. Нептун полностью покрыт облаками. Предполагается, что в атмосфере Нептуна есть водород с примесью метана, а поверхность Нептуна в основном водная. У Нептуна два спутника, самый крупный из них Тритон.
Плутон – наиболее удалённая от Солнца планета, девятая по счёту, была открыта в 1930 г. Клайдом Томбо в Лоуэлловской астрологической обсерватории (Аризона, США).
Плутон выглядит как точечный объект пятнадцатой звёздной величины, т.е. он примерно в 4 тыс. раз слабее тех звёзд, которые находятся на пределе видимости невооружённым глазом. Плутон очень медленно, всего на 1,5° в год (4,7 км/с) движется по орбите, которая имеет большой наклон (17°) к плоскости эклиптики и сильно вытянута: в перигелии она приближается к Солнцу на более короткое расстояние, чем орбита Нептуна, а в афелии отходит на 3 млрд. км дальше. При средней удалённости Плутона от Солнца (5,9 млрд. км) наше дневное светило выглядит с этой планеты не как диск, а как сияющая точка и даёт освещённость в 1 560 раз меньшую, чем на Земле. И поэтому неудивительно, что изучать Плутон очень трудно: мы о нём почти ничего не знаем.
Плутон составляет 0,18 массы Земли, а в диаметре меньше Земли в два раза. Период обращения вокруг Солнца в среднем 247,7 лет. Период осевого суточного вращения 6 суток 9 часов.
Солнце – центр Солнечной системы. Его энергия огромна. Даже та ничтожная часть, которая попадает на Землю, очень велика. Земля получает от Солнца в десятки тысяч раз больше энергии, чем все электростанции мира, если бы они работали на полную мощность.
Расстояние от Земли до Солнца в 107 раз превышает его диаметр, который в свою очередь в 109 раз больше земного и составляет около 1 392 тыс. км. Масса Солнца в 333 тыс. раз больше массы Земли, а объём – в 1 млн. 304 тыс. раз. Внутри Солнца вещество сильно сжато давлением вышележащих слоёв и раз в десять плотнее свинца, зато наружные слои Солнца в сотни раз разрежённее воздуха у поверхности Земли. Давление газа в недрах Солнца в сотни миллиардов раз больше, чем давление воздуха у поверхности Земли. Все вещества на Солнце находятся в газообразном состоянии. Почти все атомы полностью теряют свои электроны и превращаются в «голые» атомные ядра. Свободные электроны, оторвавшись от атомов, становятся составной частью газа. Такой газ называется плазмой. Частицы плазмы движутся с огромными скоростями – сотни и тысячи километров в секунду. На Солнце постоянно идут ядерные реакции, являющиеся источником неиссякаемой энергии Солнца.
Солнце состоит из тех же химических элементов, что и Земля, но водорода на Солнце несравненно больше, чем на Земле. Солнце не израсходовало и половины запасов водородного ядерного топлива. Оно будет светить многие миллиарды лет, пока в недрах Солнца весь водород не превратится в гелий.
Доходящее до нас радиоизлучение Солнца возникает в так называемой короне Солнца. Солнечная корона простирается на расстояние нескольких солнечных радиусов, она доходит до орбит Марса и Земли. Таким образом, Земля погружена в солнечную корону.
Время от времени в солнечной атмосфере появляются активные области, число которых регулярно меняется, с циклом в среднем около 11 лет.
Луна – спутник Земли, диаметром в 4 раза меньше Земли. Орбита Луны представляет собой эллипс, в одном из фокусов которого находится Земля. Среднее расстояние между центрами Луны и Земли составляет 384 400 км. Орбита Луны наклонена на 5°9′ к земной орбите. Средняя угловая скорость Луны 13°, 176 за сутки. Наклон лунного экватора к эклиптике составляет 1°32,3′. Время оборота Луны вокруг своей оси равно времени оборота её вокруг Земли, вследствие чего Луна всегда обращена к Земле одной стороной. Движение Луны неравномерно: на одних участках своего видимого пути она перемещается быстрее, на других – медленнее. В течение своего движения по орбите расстояние Луны до Земли изменяется в пределах от 356 до 406 тыс. км. Неравномерность движения по орбите связана с влиянием на Луну Земли, с одной стороны, и мощного по силе тяготения Солнца – с другой. А если учесть, что на её движение влияют Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, то понятно, почему Луна непрерывно меняет в некоторых пределах форму эллипса, по которому она обращается. Вследствие того, что Луна имеет эллиптическую форму орбиты, она либо приближается к Земле, либо отдаляется от неё. Ближайшая к Земле точка лунной орбиты называется перигеем, а наиболее удалённая – апогеем.
Лунная орбита пересекает плоскость эклиптики в двух диаметрально противоположных точках, называемых лунными узлами. Восходящий (Северный) узел пересекает плоскость эклиптики, двигаясь с юга на север, а нисходящий (Южный) узел – с севера на юг. Лунные узлы непрерывно перемещаются по эклиптике в направлении против хода зодиакальных созвездий. Период обращения лунных узлов по эклиптике составляет 18 лет и 7 месяцев.
Различают четыре периода обращения Луны вокруг Земли:
а) звёздный, или сидерический месяц – период обращения Луны вокруг Земли относительно звёзд, он составляет 27,3217 суток, т.е. 27 дней 7 часов 43 минут;
б) лунный, или синодический месяц – период обращения Луны вокруг Земли относительно Солнца, т.е. промежуток между двумя новолуниями или полнолуниями, он составляет в среднем 29,5306 суток, т.е. 29 дней 12 часов 44 минут. Его длительность не является постоянной из-за неравномерного движения Земли и Луны и колеблется в пределах от 29,25 до 29,83 дня;
в) драконический месяц– промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел своей орбиты, он составляет 27,21 средних суток;
г) аномалистический месяц – промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей, он составляет 27,55 средних суток.
Во время движения Луны вокруг Земли меняются условия освещения Луны Солнцем, происходит так называемая смена лунных фаз. Основные фазы Луны – новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. Линия на диске Луны, отделяющая освещённую часть обращённого к нам полушария от неосвещённой, называется терминатором. Из-за превышения синодического лунного месяца над сидерическим Луна восходит ежедневно позже примерно на 52 минуты, восходы и заходы Луны приходятся на различные часы суток, а одинаковые фазы наступают в различных точках лунной орбиты поочерёдно во всех знаках Зодиака.
Лунные и солнечные затмения. Лунные и солнечные затмения происходят, когда Солнце и Луна находятся вблизи узлов. В момент затмения Солнце, Луна и Земля располагаются почти на одной прямой.
Солнечное затмение происходит, когда Луна проходит между Землёй и Солнцем. В это время Луна обращена к Земле своей неосвещённой стороной, то есть солнечное затмение происходит только во время новолуния (рис. 3.7). Видимые размеры Луны и Солнца почти одинаковы, поэтому Луна может закрыть собой Солнце.

Рис.7. Схема солнечного затмения

Расстояния Солнца и Луны от Земли не остаются постоянными, так как орбиты Земли и Луны не окружности, а эллипсы. Поэтому если в момент солнечного затмения Луна находится в наименьшем удалении от Земли, то Луна целиком закроет Солнце. Такое затмение называется полным. Полная фаза затмения Солнца длится не более 7 минут 40 секунд.
Если во время затмения Луна находится в наибольшем удалении от Земли, то она имеет несколько меньшие видимые размеры и не закрывает полностью Солнце, такое затмение называется кольцеобразным. Затмение будет полным или кольцеобразным, если в новолуние Солнце и Луна находятся почти на узле. Если Солнце в момент новолуния окажется на некотором расстоянии от узла, то центры лунного и солнечного дисков не совпадут и Луна закроет Солнце частично, такое затмение называется частичным. Ежегодно бывают не менее двух солнечных затмений. Максимально возможное число затмений в течение года – пять. В виду того, что тень от Луны во время солнечного затмения падает не на всю Землю, солнечное затмение наблюдается в определённой местности. Этим и объясняется редкость этого явления.
Лунное затмение происходит во время полнолуния, когда Земля находится между Луной и Солнцем (рис. 8). Диаметр Земли в четыре раза больше диаметра Луны, поэтому тень от Земли в 2,5 раза превосходит размеры Луны, т.е. Луна может целиком погрузиться в земную тень. Наибольшая продолжительность полного лунного затмения 1 час 40 минут.

Рис.8. Схема лунного затмения

Лунные затмения видны в том полушарии, где Луна в данный момент находится над горизонтом. На протяжении года происходит одно-два лунных затмения, в некоторые годы их может не быть совсем, а иногда бывает три лунных затмения в год. В зависимости от того, на каком расстоянии от узла лунной орбиты происходит полнолуние, Луна в большей или меньшей степени погрузится в земную тень. Различают также полные и частичные лунные затмения.
Каждое конкретное затмение повторяется через 18 лет 11 суток 8 часов. Этот период называется саросом. На протяжении сароса происходит 70 затмений: 43 солнечных, из них 15 частичных, 15 кольцеобразных и 13 полных; 28 лунных, из них 15 частичных и 13 полных. По истечении сароса каждое затмение повторяется примерно на 8 часов позже предыдущего.

Вспомогательная небесная сфера

Системы координат, используемые в геодезической астрономии

Географические широты и долготы точек земной поверхности и азимуты направлений определяются из наблюдений небесных светил – Солнца и звезд. Для этого необходимо знать положение светил как относительно Земли, так и относительно друг друга. Положения светил могут задаваться в целесообразно выбранных системах координат. Как известно из аналитической геометрии, для определения положения светила s можно использовать прямоугольную декартову систему координат XYZ или полярную a,b, R (рис.1).

В прямоугольной системе координат положение светила s определяется тремя линейными координатамиX,Y,Z. В полярной системе координат положение светила s задается одной линейной координатой, радиусом-вектором R = Оs и двумя угловыми: углом a между осью X и проекцией радиуса-вектора на координатную плоскость XOY, и углом b между координатной плоскостью XOY и радиусом-вектором R. Связь прямоугольных и полярных координат описывается формулами

X = R cos b cos a,

Y = R cos b sin a,

Z = R sin b,

Эти системы используются в тех случаях, когда линейные расстояния R = Os до небесных светил известны (например, для Солнца, Луны, планет, искусственных спутников Земли). Однако для многих светил, наблюдаемых за пределами Солнечной системы, эти расстояния либо чрезвычайно велики по сравнению с радиусом Земли, либо неизвестны. Чтобы упростить решение астрономических задач и обходиться без расстояний до светил, полагают, что все светила находятся на произвольном, но одинаковом расстоянии от наблюдателя. Обычно это расстояние принимают равным единице, вследствие чего положение светил в пространстве может определяться не тремя, а двумя угловыми координатами a и b полярной системы. Известно, что геометрическое место точек, равноудаленных от данной точки “О”, есть сфера с центром в этой точке.

Вспомогательная небесная сфера – воображаемая сфера произвольного или единичного радиуса, на которую проецируются изображения небесных светил (рис. 2). Положение любого светила s на небесной сфере определяется при помощи двух сферических координат, a и b:

x = cos b cos a,

y = cos b sin a,

z = sin b.

В зависимости от того, где расположен центр небесной сферы О, различают:

1)топоцентрическую небесную сферу - центр находится на поверхности Земли;

2)геоцентрическую небесную сферу – центр совпадает с центром масс Земли;

3)гелиоцентрическую небесную сферу – центр совмещен с центром Солнца;

4) барицентрическую небесную сферу – центр находится в центре тяжести Солнечной системы.

Основные круги, точки и линии небесной сферы изображены на рис.3.

Одним из основных направлений относительно поверхности Земли является направление отвесной линии , или силы тяжести в точке наблюдения. Это направление пересекает небесную сферу в двух диаметрально противоположных точках - Z и Z". Точка Z находится над центром и называется зенитом , Z" – под центром и называетсянадиром .

Проведем через центр плоскость, перпендикулярную отвесной линии ZZ". Большой круг NESW, образованный этой плоскостью, называетсянебесным (истинным) или астрономическим горизонтом . Это есть основная плоскость топоцентрической системы координат. На ней имеются четыре точки S, W, N, E, где S - точка Юга , N - точка Севера , W - точка Запада , E - точка Востока . Прямая NS называетсяполуденной линией .

Прямая P N P S , проведенная через центр небесной сферы параллельно оси вращения Земли, называется осью Мира . Точки P N - северный полюс мира ; P S - южный полюс мира . Вокруг оси Мира происходит видимое суточное движение небесной сферы.

Проведем через центр плоскость, перпендикулярную оси мира P N P S . Большой круг QWQ"E, образованный в результате пересечения этой плоскостью небесной сферы, называетсянебесным (астрономическим) экватором . Здесь Q - верхняя точка экватора (над горизонтом), Q"- нижняя точка экватора (под горизонтом). Небесный экватор и небесный горизонт пересекаются в точках W и E.

Плоскость P N ZQSP S Z"Q"N, содержащая в себе отвесную линию и ось Мира, называется истинным (небесным) или астрономическим меридианом. Это плоскость параллельна плоскости земного меридиана и перпендикулярна к плоскости горизонта и экватора. Ее называютначальной координатной плоскостью.

Проведем через ZZ" вертикальную плоскость, перпендикулярную небесному меридиану. Полученный круг ZWZ"E называется первым вертикалом .

Большой круг ZsZ", по которому вертикальная плоскость, проходящая через светило s, пересекает небесную сферу, называетсявертикалом или кругом высот светила .

Большой круг P N sP S , проходящий через светило перпендикулярно небесному экватору, называется кругом склонения светила .

Малый круг nsn", проходящий через светило параллельно небесному экватору, называетсясуточной параллелью. Видимое суточное движение светил происходит вдоль суточных параллелей.

Малый круг аsа", проходящий через светило параллельно небесному горизонту, называется кругом равных высот , или альмукантаратом .

В первом приближении орбита Земли может быть принята за плоскую кривую - эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Плоскость эллипса, принимаемого за орбиту Земли, называетсяплоскостьюэклиптики .

В сферической астрономии принято говорить овидимом годичном движении Солнца. Большой круг ЕgЕ"d, по которому происходит видимое движение Солнца в течение года, называетсяэклиптикой . Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного экватора на угол, примерно равный 23.5 0 . На рис. 4 показаны:

g – точка весеннего равноденствия;

d – точка осеннего равноденствия;

Е – точка летнего солнцестояния; Е" – точка зимнего солнцестояния; R N R S – ось эклиптики; R N - северный полюс эклиптики; R S - южный полюс эклиптики; e - наклон эклиптики к экватору.