Системи небесних координат

Рис. 10

Найпростішою із систем небесних координат є горизонтальна система. У ній основною площиною є площина математичного горизонту, а нуль — пунктом — точка півдня S. Однією з коор­динат є висота світила над горизонтом. Вона вимірюється дугою вертикального кола від математичного горизонту до світила і позначаеться буквою h (див. рис. 10). Висота світила вимірюється в градусах від 0° до 90°. Замість висоти h у цій системі вимірюють зенітну відстань світила г, причому очевидно z = 90 — h.

Положення вертикального кола на небесній сфері визначаєть­ся іншою координатою — азимутом світила А. Азимутом світила називається виміряна уздовж математичного горизонту кутова від­стань від точки півдня S до вертикального кола, що проходить че­рез це світило.

Астрономічний азимут А вимірюється в градусах від 0° до 360°, починаючи від точки півдня S до заходу за годинниковою стрілкою.

Очевидно, що горизонтальна система координат є найбільш простою і зручною для вимірів, особливо під час експедицій.

Недоліком її є те, що в процесі добового обертання небесної сфе­ри обидві координати світила постійно змінюються.

В екваторіальній системі координат основною площиною є площина небесного екватора, а основною точкою — точка перетину небесного меридіана з екватором (у першій системі) чи точка весня­ного рівнодення (у другій системі екваторіальних координат).

Однією з координат є схилення світила, що позначається грецькою буквою δ. Це кутова відстань світила від площини небесного екватора, вимірювана уздовж великого кола, що проходить через світило і полюс світу (кола схилень або годинникового кола). Сві­тила, що знаходяться в північній півкулі, мають схилення від 0 до +90°. У процесі добового обертання небесної сфери ця координа­та для далеких світил залишається незмінною.

Друга координата в екваторіальних системах визначається у подвійний спосіб. Під час спостережень зрСтудентише вимірювати кутову відстань кола схилення світила від південної сторони меридіана. Ця дуга небесного екватора називається годинним кутом, позначається буквою t і вимірюється в одиницях часу (годинах, хвилинах, секундах). У процесі добового обертання небесної сфери годинний кут світила постійно росте.

Ця обставина робить таку координату непридатною для складання зоряних карт і каталогів. Ось чому в екваторіальній системі введена ще одна координата — пряме сходження світила α — кутова відстань кола схилення світила від точки весняного рівнодення, відліченого уздовж небесного екватора, у бік, протилежний видимому добовому обертанню небесної сфери (зазвичай вимірюється в годинній мірі від до ).

Екліптичною системою координат зручно скористатися під час вивчення руху Місяця і планет. Основною площиною тут є площи­на екліптики.

Велике коло небесної сфери, що проходить через полюси екліптики і світило, називається колом широти. Кутова відстань по колу широти від екліптики до світила називається астрономічною, або екліптичною, широтою світила. Позначається вона грецькою буквою β і для північної півкулі змінюється від 0° до +90°.

Кутова відстань по екліптиці від точки весняного рівнодення до кола широти світила називається астрономічною (екліптичною) довготою світила, що позначається буквою λ і відлічується від 0° до 360° у бік видимого річного руху Сонця.

Для астрономів давнини і середньовіччя площина екліптики була «більш зримою», ніж площина екватора: адже вона начебто керувала рухом Сонця, Місяця і планет. Тому, складаючи списки зір, у яких зазначалися їхні координати (зоряних каталогів), аж до середини XVII століття використовували саме екліптичні координати.

Після виробництва телескопів, коли було винайдено паралактичне монтування, що дозволяє вести інструмент слідом за світи­лом під час його добового руху, переваги екваторіальної системи координат стали очевидними. І вже 1661 р. видатний польський астроном Ян Гевелій (1611-1687) склав зоряний каталог, у якому були зазначені екваторіальні координати зір.

Після введення основних понять необхідно розглянути, як за допомогою карти зоряного неба визначають координати зір.

Небесна сфера проектується на площину, таким чином, виходить карта зоряного неба. Ця карта зображує 85 % усієї небесної сфери. Тому вид сузір’їв трохи спотворений: проекцією.

Давайте знайдемо Північний полюс світу, що спроектований у центрі самої карти.

Показати: небесний екватор, схилення, пряме сходження.

Напрямок земної осі в просторі надзвичайно повільно перемі­щається по поверхні конуса, роблячи оберт приблизно за 26 000 ро­ків. Земна вісь повільно описує в просторі конус — це явище нази­вається прецесією.

Рис. 11. (Полярна зоря) Вега (буде полярною в 14000 р.) Тубан—була полярною у 3000 р. до н. е.

Прецесія земної осі — наслідок дії на Землю неоднакових сил притягання з боку Сонця і Місяця через екваторіальне здуття Землі.

У міру того як земна вісь нрецесіюе, змінюється положення полюса світу, отже, полярними стають інші зорі. Точка весняного рівнодення — нульова точка відліку прямого сходження — переміщається екліптикою в західному напрямку зі швидкістю 50 кутових секунд за рік чи 30° (ціле зодіакальне сузір’я) за 2150 років. Ось чому через тисячоріччя застаріють усі сучасні зоряні карти.

8. Явища, пов'язані з добовим обертанням Землі: схід та захід світил, кульмінації світил (моменти кульмінації та висоти)

Обертання Землі навколо осі є причиною:

• відхилення на схід падаючих тіл;

• існування сила Коріоліса.

Воно також проявляється:

• у добовому обертанні небесної сфери навколо осі світу зі сходу на захід;

• у сході та заході світил;

• у кульмінації світил;

• у зміні дня і ночі;

• у добовій аберації світил;

• у добовому паралаксі світил.