1 Астрономические системы координат
 Скачать 2.84 Mb.
|
|
1.2.3. Астрономические системы координат. Положение светила на небесной сфере определяется при помощи сферических координат. При этом звёзды можно рассматривать как точки. В зависимости от решаемых задач оказывается целесообразным в одном случае брать одни точки и линии небесной сферы за основные, а в другом случае - другие. Например, при изучении явления восхода и захода светил, естественно, за основной круг принимают горизонт. При составлении карты звёздного неба за основной круг надо брать такой, по отношению к которому точка небесной сферы при суточном вращении не будет менять своего положения; таким кругом является небесный экватор. При изучении движений тел солнечной системы всего удобнее за основной круг принимать эклиптику. Таким образом, возникает необходимость иметь различные системы небесных координат. В астрономии применяется несколько таких систем сферических координат. Они отличаются одна от другой направлением основной линии и, следовательно, положением основного круга и соответственно называются: горизонтной, экваториальной, эклиптическими и галактической системами координат. Горизонтная система координат Как видно из названия, в горизонтной системе координат за основной круг принимается небесный горизонт. Геометрическими полюсами горизонта являются зенит и надир, т. е. точки Z и Z'. Начальным кругом является небесный меридиан PZP'Z' (рис. 9), начальной точкой - точка юга S.Малые круги небесной сферы, параллельные горизонту, называются альмукантаратами. Большой круг  , проходящий через отвесную линию и светило, пересекает небесную сферу по большому кругу, называется вертикал или круг высот светила.Для определения положения светила  относительно горизонта проведем вертикал светила  . Первой координатой будет дуга вертикала от горизонта до светила, т.е. дуга  . Эта дуга называется высотой светила и обозначается буквой h. Высота отсчитывается от горизонта к зениту от 0 до +90° и от горизонта к надиру от 0 до -90°.Часто вместо высоты пользуются ее дополнением до 90°, т.е. дугой  , называемой зенитным расстоянием светила. Зенитное расстояние обозначается буквой z. Таким образом, зенитное расстояние - это дуга вертикала от зенита до светила. Оно изменяется от 0 до 180°.Малый круг  (см. рис. 9), проведенный через светило  , параллельно горизонту, называется альмукантаратом светила. Все светила, находящиеся на одном и том же альмукантарате, например на альмукантарате , имеют одинаковую высоту и одинаковое зенитное расстояние. Из рис. 9видно, что  (6) Второй координатой является двугранный угол  между плоскостью небесного меридиана и плоскостью вертикала светила. Этот угол называется азимутом светила и обозначается буквой A. В астрономии азимуты принято отсчитывать от точки юга S по ходу часовой стрелки от 0 до 360°.Астрономический азимут численно равен дуге горизонта от точки юга S до основания вертикала светила, точки М, а также сферическому углу при зените между небесным меридианом и вертикалом светила. В геодезии азимуты отсчитываются от точки севера N. Следовательно, с некоторым приближением можно считать, что астрономический азимут отличается от геодезического на 180°. Вследствие суточного вращения Земли для наблюдателя, находящегося в каком-либо пункте на ее поверхности, положение светила о на сфере непрерывно меняется, совершая полный оборот по суточной параллели  в течение суток.Следовательно, горизонтные координаты светила: высота  и азимут A в данном пункте наблюдения в разное время суток будут различны.Рассмотрим изменение горизонтных координат неподвижной звезды в течение суток. В момент восхода звезды она находится на горизонте в точке  , ее высота  , зенитное расстояние  . По мере продвижения звезды по суточной параллели ее высота увеличивается, зенитное расстояние  уменьшается. В момент, когда звезда пересекает меридиан в его верхней части, в точке  , ее высота достигает максимальной величины, зенитное расстояние - минимальной. Прохождение звезды через верхнюю часть меридиана называется верхней кульминацией (точка b на рис.9). После верхней кульминации звезда переходит из восточной в западную половину небесной сферы и начинает опускаться к горизонту. Высота ее постепенно уменьшается, а зенитное расстояние возрастает. В момент захода звезда снова находится на горизонте в точке  , высота ее , а зенитное расстояние .После захода, под горизонтом, высота звезды становится отрицательной, а зенитное расстояние - больше 90°. Звезда приближается к нижней части меридиана и пересекает его в точке  . Прохождение звезды через нижнюю часть меридиана, при котором зенитное расстояние ее максимально, а высота - минимальна, называется нижней кульминацией.Таким образом, звезда в течение суток дважды проходит через меридиан: один раз в верхней кульминации, другой - в нижней. Если верхняя кульминация звезды происходит к югу от зенита, например у звезды , то азимут ее в момент кульминации равен нулю. По мере продвижения по суточной параллели азимут звезды увеличивается и в нижней кульминации достигает 180°. После перехода звезды в восточную половину небесной сферы азимут продолжает увеличиваться и в момент следующей верхней кульминации равняется 360°. Следовательно, в течение суток азимут таких звезд изменяется от 0 до 360°.Для того чтобы получить положение светила, не связанное с точкой наблюдения и не зависящее от суточного вращения, применяются первая и вторая экваториальные системы координат. В первой экваториальной системе координат одна координата, а во второй - обе связаны только с небесной сферой. Первая экваториальная система координат В первой экваториальной системе координат основной круг - небесный экватор, геометрическими полюсами которого являются северный и южный полюсы мира. Малый круг  , проходящий через светило и параллельный экватору, называется суточной параллелью светила. Суточная параллель совпадает с малым кругом, который светило описывает вследствие видимого суточного вращения небесной сферы.Чем ближе к полюсу находится светило, тем меньше будет радиус его суточной параллели. Для определения положения светила относительно небесного экватора через полюсы мира и светило проведем большой круг  (рис. 10), перпендикулярный экватору. Этот круг называется кругом склонения светила.Первой координатой будет дуга круга склонения от экватора до светила, т. е. дуга  . Она называется склонением светила и обозначается буквой  . Склонение отсчитывается от экватора к северному полюсу мира, от 0 до +90° и к южному полюсу мира от 0 до -90°. Иногда вместо склонения в качестве первой координаты пользуются дополнением склонения до +90°, так называемым полярным расстоянием светила . Полярным расстоянием называется дуга круга склонения  ; оно отсчитывается от северного полюса до светила и изменяется от 0 до 180°.Из чертежа видно, что склонение и полярное расстояние связаны соотношением  (7)Движение светила по суточной параллели  происходит параллельно небесному экватору. Следовательно, от суточного вращения небесной сферы склонение светила не зависит. Оно является величиной постоянной. Далее мы увидим, что склонение постепенно изменяется под влиянием факторов, не зависящих от суточного вращения небесной сферы (прецессии, нутации, собственных движений светил). Влияние этих факторов будет рассмотрено ниже. Поскольку склонение связано только с небесной сферой, от географического положения наблюдателя оно также не зависит. Начальным кругом рассматриваемой системы координат является небесный меридиан, начальной точкой - верхняя точка Q экватора. Второй координатой в рассматриваемой системе является сферический угол при северном полюсе мира между небесным меридианом и кругом склонения светила, угол  . Этот угол называется часовым углом светила и обозначается буквой t.Часовой угол может быть измерен также дугой экватора QСили двугранным углом  между плоскостью небесного меридиана и плоскостью круга склонений светила.Часовые углы отсчитываются от верхней точки экватора Q в направлении суточного вращения небесной сферы от 0 до 360°. В предположении, что суточное вращение небесной сферы равномерно, часовые углы звёзд возрастают равномерно, пропорционально времени. В момент верхней кульминации часовой угол равняется 0°, в момент нижней - 180°. Вследствие того, что часовые углы звёзд возрастают пропорционально времени, часто их выражают в часовой мере - в часах, минутах и секундах времени. Для перевода часовой меры в градусную и обратно используют следующие соотношения. За сутки звезда совершает полный оборот вокруг оси мира РР'. Следовательно: 24h соответствует 360  1h соответствует 15 1m соответствует 15  1s соответствует 15  1 соответствует 4 m1' соответствует 4s. Часовой угол отсчитывается от небесного меридиана, положение которого определяется направлением отвесной линии в данном пункте. Следовательно часовой угол зависит от географического положения пункта наблюдения на земной поверхности. Таким образом мы видим, что в первой экваториальной системе координат только одна координата не зависит от суточного вращения небесной сферы и положения наблюдателя на земной поверхности. Вторая экваториальная система координат Во второй экваториальной системе координат, так же как и в первой, основным кругом служит небесный экватор, а первой координатой - склонение (или полярное расстояние ). Как уже было отмечено, эта координата не зависит от времени.Для определения второй координаты нужно выбрать на сфере начальный круг и начальную точку. Для того чтобы вторая координата не зависела от времени и места наблюдения, нужно, чтобы начальная точка .находилась на экваторе и была неизменно связана со сферой.  Через ось мира РР' и точки весеннего и осеннего равноденствия проведем круг склонения равноденственных точек Р  Р'Ω (рис. 11). Этот большой круг называется колюром равноденствий.Второй координатой будет дуга экватора  от точки весеннего равноденствия до основания круга склонения данного светила. Она называется прямым восхождением и обозначается буквой .Прямое восхождение может быть измерено также двугранным углом  Р' между плоскостью колюра равноденствий и плоскостью круга склонения данного светила, или сферическим углом  при северном полюсе мира между колюром равноденствий и кругом склонения.Прямые восхождения выражаются в часовой мере и отсчитываются от точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, т. е. в направлении, противоположном видимому суточному движению светил, от 0 до 24h. Прямое восхождение отсчитывается от точки весеннего равноденствия, которая участвует в суточном вращении, как и все светила небесного свода. Положение светил относительно точки весеннего равноденствия не изменяется и, следовательно, прямое восхождение, как и склонение, не зависит от суточного вращения небесной сферы. Так как рассматриваемая система координат не связана с горизонтом и меридианом, экваториальные координаты и от географического положения места наблюдения также не зависит.Эклиптическая система координат  В эклиптической системе координат основной круг - эклиптика  геометрическими полюсами которой являются северный и южный полюсы эклиптики, т. е. точки R и R' (рис. 12).Через ось эклиптики RR' и светило проведем большой круг R R', перпендикулярный плоскости эклиптики. Этот круг называется кругом широты светила. Первой координатой будет дуга круга широты от эклиптики до светила, дуга D . Эта дуга называется эклиптической широтой светила и обозначается буквой b. Эклиптическая широта отсчитывается от эклиптики от 0 до +90° по направлению к северному полюсу эклиптики и от 0 до -90° по направлению к южному полюсу эклиптики. Начальным кругом в эклиптической системе координат является круг широты равноденственных точек  , начальной точкой - точка весеннего равноденствия .Второй координатой будет дуга эклиптики D от точки весеннего равноденствия до основания круга широты светила. Эта координата называется эклиптической долготой светила и обозначается буквой . Эклиптическая долгота может быть измерена также двугранным углом  между плоскостью круга широты равноденственных точек и плоскостью круга широты данного светила, или сферическим углом  при северном полюсе эклиптики.Так же как прямое восхождение, эклиптическая долгота отсчитывается от точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, в направлении, противоположном суточному вращению небесной сферы от 0 до 360°. Эклиптическая система координат применяется при изучении движений небесных тел солнечной системы, а также при изучении видимого годичного движения Солнца. Инструменты для непосредственного определения эклиптических координат светил в настоящее время не изготовляются. |