Системи небесних координат.

Положення світила на небесній сфері (як і на поверхні Землі) визначається двома координатами. В астрономії розроблено декілька систем небесних координат, найвідоміші з них такі: горизонтальна та перша і друга екваторіальні системи координат.

1. Горизонтальна система координат. В горизонтальній системі координат використовують азимут А світила Мі його висотунад горизонтом Н(мал. 4.1). Основною площиною у цій системі є площина горизонту SN, а початком відліку — точка півдня S

Азимут А світила М відлічують від точки півдня S уздовж горизонту в бік заходу до вертикала світила.

Висоту Н світила М відлічують від горизонту вздовж вертикала до світила.

Як азимут А, так і висоту к світила вимірюють у градусах: азимут від 0 до 360^o, висоту - від 0 до +90° (над горизонтом) і від 0 до -90^o (під горизонтом).

Недоліком цієї дуже простої системи координат є те, що кожна з координат світила безперервно змінюється внаслідок Мал. 4.1. обертання небесної сфери.

2. Перша екваторіальна система координат, у цій системі координат використовують годинний кутсвітила t і його схилення δ (мал. 4.2).

Основною площиною в цій системі є площина екватора QQ', а початком відліку - найвища точка небесного екватора Q

Годинний кутt світила М вимірюється від точки (Q уздовж небесного екватора в бік заходу до кола схилення світила. Інакше кажучи, годинний кут світила t — це час, що минув від верхньої кульмінації світила.

Схилення δ світила М відлічують від небесного екватора уздовж кола схилень до світила.

Годинний кут t світила вимірюється в годинах, хвилинах, секундах від 0^о (світило у верхній кульмінації) до 24^h (знову у верхній кульмінації). У цій системі одна з координат - схилення світила δ - залишається змінною під час обертання небесної сфери. Друга координата - годинний кут t- безперервно зростає, бо її відлік ведуть від моменту верхньої кульмінації світила в конкретному пункті Землі.

Для побудови зоряних карт і каталогів небесних об'єктів з метою постійного користування необхідно мати координати, які не змінюються в внаслідок обертання небесної сфери. Для цього було введено ще одну систему екваторіальних координат.

3. Друга екваторіальна система координат. За основну точку для відліку однієї з координат у другій екваторіальній системі беруть точку весняного рівнодення ϒ (або - для аналогії з нульовим меридіаном на Землі - коло схилень, яке проходить через точку ϒ)- У Цій системі використовують координати: пряме піднесення α світила М і його схилення δ

Пряме піднесенняα світила М відлічують від точки весняного рівнодення вздовж небесного екватора назустріч видимому обертанню небесної сфери до кола схилення світила. Вимірюють α в годинах, хвилинах, секундах.

Схилення δ світила вимірюється так само, як і в першій екваторіальній системі небесних координат.

З малюнку бачимо, що для кожного світила виконується рівність a + t = s.

Отже, робимо висновок, що зоряний час s - це годинний кут точки весняного рівнодення: s = t _ϒ

<== попередня сторінка	\|	наступна сторінка ==>
Основні точки і лінії небесної сфери. Залежність висоти полюса світу від географічної висоти місця спостереження.	\|	Видимиий річний рух Сонця. Екліптика.

Не знайшли потрібну інформацію? Скористайтесь пошуком google:

Генерація сторінки за: 0.005 сек.