Определить широту места можно на сфере , которая рисуется в следующем порядке:

1.Чертим меридиан наблюдателя, отвесную линию (zn), истинный горизонт и обозначаем точки n и s полуденной линии;

2. По меридиональной высоте Н_S =70° нанесем положение Солнца С^к.

3. Отложив от точки С^к склонение Солнца, получим точку Q небесного экватора, из которой проведем небесный экватор и перпендикулярно ему ось мира P_NN_S.

4. Проверяем правильность построения по наименованию склонения Солнца и повы-шенного полюса мира. Наименование склонения должно совпадать с наименованием ближайшего полюса мира. В противном случае следует выполнить построение экватора и оси мира, отложив склонение Солнца в другую сторону от точки С^к.

5. Чертим суточную параллель Солнца (дуга С^кС^з) параллельно экватору QQ'. 6. Из рисунка получим формулу широты места:= Z–= 90°–H– = (90°–70°S)N + 10°N= 30°N. 7. Пересечение суточной параллели с истинным горизонтом определяет точку С_з – заход Солнца. 8. Проведя через точку захода Солнца С^з вертикал, получим дугу истинного горизонта SWС_з, определяющую азимут захода А^з =100°SW=280°;9. Проведя через точку захода Солнца С^з меридиан, получим дугу небесного экватора от точки Q до меридиана, определяющую местный часовой угол захода Солнца t^мз= 95°. При приближенном решении точка восхода Солнца находится симметрично относительно кульминации и азимут восхода равен А_в = 100°SE= 80° и t^мв = 265°;

10. Продолжительность дня определяется из соотношения

2t^з ·4^м = 190°·4 ^м =780 ^м =12.7 ^ч.

5. Приближенный расчет возраста Луны на заданную дату.

В аварийной ситуации приближенный расчет возраста В_лЛуны позволяет определить периоды сизигии и квадратуры, а также время верхней кульминации Луны.

Приближенное определение возраста Луны выполняется по формуле: В_л = Л + № +Д, где Л – лунное число на заданный год, № – номер месяца в году, Д – число дня в месяце. При В_л> 30 дней период 30 отбрасывается.

Год 2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020

Л.Ч. 27 8 19 0 11 22 3

Атмосфера Земли, газовая оболочка Земли, состоящая из азота, кислорода, аргона, углекислого газа, водорода, гелия, и др. элементов. Условно делится на тропосферу (0 – 10 км), стратосферу (10 – 50 км) и ионосферу (50 – 80 км). Сложный химический состав земной атмосферы, а так же ее динамичность, является одной из причин рефракции.

Атомное время, время, в основу измерения которого положены электромагнитные колебания, излучаемые атомами или молекулами при переходе из одного энергетического состояния в другое. Решением XII Генеральной конференции мер и весов в 1967 единица TAI, одна атомная секунда приравнена продолжительности 9 192 631 770 периодов излучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия-133. Относительная точность цезиевого эталона частоты 10^-10 –10^-11 в течение нескольких лет. Эталон атомного времени не имеет ни суточных, ни вековых колебаний, не стареет и обладает достаточной определенностью, точностью и воспроизводимостью.

Афелий, точка орбиты тела Солнечной системы, наиболее удаленная от Солнца. Земля в афелии находится около 5 июля.

Б

Барицентр, центр масс двух или большего количества тел. Например, центр тяжести системы Земля – Луна находится на расстоянии 4800 км от центра Земли по направлению к Луне, т.е. в 1600 км под поверхностью Земли.

Белые ночи, смыкание вечерних и утренних сумерек при снижении Солнца в интервале от 0°до 6°. Знаменитые петербургские белые ночи столь же эффектны, например, как и в Магадане, и на мысе Farwell (южной оконечности Гренландии) – все эти места находятся на одной широте.

Блеск, освещенность зрачка глаза, создаваемая светилом как точечным объектом. Эта освещенность характеризуется безразмерным числовым параметром – «Видимая звёздная величина», обозначающим количество света приходящее в точку, где находится наблюю-датель. Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина есть единица измерения блеска светила.

Близмеридиональные высоты светил, высоты светил вблизи меридиана наблюдателя. Наблюдения этих звезд используются при определении широты.

Болид, яркий метеор, имеющий заметные угловые размеры. Болиды часто оставляют яркий след (хвост) из пыли и ионизованных газов. Большие метеориты, перед выпа-дением на Землю видны как болиды. Появление болида часто сопровождается шумом, свистом и грохотом, которые слышны через несколько секунд после разрыва.

Если масса метеорного тела не успевает вся рассеяться в воздухе, а это происходит, когда масса его велика, а относительная скорость встречи с Землей мала, на поверхность Земли падает метеорит.

Большие планеты, планеты можно поделить на два основных класса: большие, имеющие невысокую плотность планеты гиганты, и менее крупные землеподобные планеты, имеющие твёрдую поверхность. Согласно определению Международного астрономи-ческого союза, в Солнечной системе 8 планет. В порядке удаления от Солнца – четыре землеподобных: Меркурий, Венера, Земля, Марс, затем четыре планеты-гиганта: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В Солнечной системе также есть по крайней мере 5 карликовых планет: Плутон (до 2006 года считавшийся девятой планетой), Макемаке, Хаумеа, Эрида и Церера. За исключением Меркурия и Венеры, вокруг всех планет обращается хотя бы по одному спутнику.

Относительные размеры Солнца и планет

Большой взрыв, космологическая теория в современной физике, объясняющая развитие Вселенной на самой ранней стадии. Согласно этой теории, в начальный момент времени Вселенная имела бесконечные плотность и температуру. 13.7 миллиардов лет назад случился Большой взрыв, после которого началось быстрое расширение Вселенной. Существует множество конкурирующих гипотез.

Большая полуось, половина наибольшего диаметра эллипса.

Большой круг небесной сферы, окружность, по которой пересекает небесную сферу плоскость, проходящая через ее центр. Эклиптика, истинный горизонт, небесный экватор, меридиан наблюдателя – разновидности больших кругов на небесной сфере.

В

Вариация хода хронометра, показатель качества работы хронометра – разность двух смежных суточных ходов: w = w₂ – w₁

Вариация имеет разные знаки и представляет собой случайные колебания хода на величину 0.5с ; максимальная вариация не должна превышать 2.3с.

Великое противостояние Марса, наиболее тесное сближение Земли и Марса, когда рас-стояние между ними около 56 млн.км. Обычные противостояния повторяются каждые 2 года 50 сут., при этом расстояния между планетами меняются почти вдвое (от 56 до 101 млн.км) вследствие большого эксцентриситета марсианской орбиты. Великие противо-стояния наступают, когда противостояние совпадает с прохождением планеты через перигелий т.е. через 15 или 17 лет.

Венера, вторая планета Солнечной системы, удаленная от Солнца, на расстоянии 0,723 а.е. (108 млн. км); радиус твердой поверхности 6052 км. Венера – самая яркая на земном небе утренняя или вечерняя "звезда". Видимый угловой диаметр меняется от 20'' до 1'. Во время наилучшей видимости видимая звездная величина достигает –4m, вращение с периодом 243 суток обратное и синхронное относительно Земли (в нижнем соединении всегда обращена к Земле одной и той же стороной). Сидерический период обращения 225 суток и за один оборот вокруг Солнца на Венере происходят два восхода и два захода Солнца, а продолжительность суток составляет 117 земных суток. Синодический период обращения 584 суток. Наличие мощной атмосферы установлено в 1761 г. М.В. Ломоносовым (вспыхивает небольшой ореол) при наблюдении прохождения Венеры по диску Солнца. Венера является навигационной планетой.

Прохождение по диску Солнца Наличие атмосферы на Венере (светлый ободок)

Вертекс, точка ортодромии с наибольшей широтой.

Вероятнейшее место судна, точка, которая при данных условиях измерения обладает минимальной средней квадратической погрешностью. Вероятнейшее место определяется двумя методами – методом наименьших квадратов и графоаналитическими методами, являющимися точными или приближенными аналогами метода наименьших квадратов. Каждому из этих методов присущи свои способы оценки точности.

Вертикал, большой круг на небесной сфере, плоскость которого проходит через отвесную линию.

Вертикал первый, вертикал, проходящий через точки востока E и запада W.

Верхнее соединение, положение планеты относительно Земли, когда она находится за

Солнцем. Эта конфигурация характерна для верхних планет.

Верхние (внешние) планеты, планеты, орбиты которых находятся вне орбиты Земли.

Верхняя кульминация, прохождение светила через полуденную часть меридиана наблюдателя в его суточном движении или, иначе, точка пересечения суточной параллели с меридианом наблюдателя. Часовой угол светила в момент верхней кульминации равен нулю: t = 0°. Различают верхнюю кульминацию к северу и к югу от зенита. В момент верхней кульминации светило поднимается на максимальную высоту над горизонтом. В момент верхней кульминации светило поднимается на максимальную высоту над горизонтом. Высота светила в верхней кульминации называется меридиональной высотой:

H = 90° – ± 

Эта высота имеет наименование той точки полуденной линии, над которой она измерена.

Вес линии положения, число, показывающее относительную точность полученного параметра и степень доверия: чем больше mn, тем меньше вес ВЛП р = 1/ mn.

Вес точки пересечения ВЛП, параметр определяется по формуле:

P₂₁=p₁· p₂· sin²А₁₂;

где: p₁и p₂– веса высотных линий положения ВЛП1 и ВЛП2; А₁₂– разность азимутов ВЛП1 и ВЛП2.

Вес линии положения, число, показывющее относительную точность полученного параметра и степень доверия: чем больше mn, тем меньше вес ВЛП р = 1/ mn.

Вес точки пересечения ВЛП, параметр определяется по формуле:

P₂₁=p₁· p₂· sin²А₁₂;

где: p₁и p₂– веса высотных линий положения ВЛП1 и ВЛП части небесной сферы2;

А₁₂– разность азимутов ВЛП₁ и ВЛП₂.

Весеннее равноденствие, момент, когда центр Солнца в своём видимом движении по эклиптике пересекает небесный экватор. Это происходит около 21 марта.

Видимое место звезды, координаты звезды (в мореходной астрономии) с учетом прецессии, нутации и годичной аберрации. В МАЕ координаты и даны:

1. На правом развороте ежедневных таблиц, при этом обработка координат не требует интерполяции;

2. На стр. 270 – 275 в таблице «Видимые места звезд»,

иногда, практически «в уме», следует провести интерполяцию.

Видимое движение звезд, движение звезд по суточным параллелям – малым кругам небесной сферы, параллельным небесному экватору. Эти траектории могут пересекается с горизонтом в точках восхода и захода, если таких пересечений нет, то звезды в данной широте или незаходящие, или невидимые. Пересечения суточных параллелей с мериди-аном наблюдателя происходят в точках верхней и нижней кульминации. Изо дня в день, из года в год азимуты восходов и заходов звезд и меридиональные высоты звезд в данной широте не меняются.

Видимое движение Луны, следствие действительного движения Луны на фоне звезд вокруг Земли. Луна в течение звездного месяца перемещается среди звезд всегда в одну и ту же сторону – с запада на восток, или прямым движением. За сутки Луна перемещается примерно на 13°. Видимый путь Луны на небе – кривая, постоянно меняющая свое положение среди звезд зодиакальных созвездий. В высоких широтах можно в течении суток наблюдать двойные восходы либо заходы Луны. Видимое движение Луны сопро-вождается непрерывным изменением ее внешнего вида – фазы Луны.

Видимое движение Солнца, совокупность суточного и годового движений Солнца. В видимом суточном движении Солнце перемещается по траектории с явлениями кульминаций, восхода и захода в средних широтах, а в полярных широтах иногда либо невидимо (полярная ночь), либо не заходит (полярный день). В тропических зонах Солнце может кульминировать в зените.

Видимое годовое движение Солнц, движение Солнца по большому кругу небесной сферы, называемому эклиптикой, с запада на восток (в сторону, противоположную вращению небесной сферы). Угол между эклиптикой и небесным экватором 23.5°. Следствием годового движения являются: изменение азимутов точек восхода и захода, изменение меридиональной высоты Солнца и продолжительности дня.

Видимое годовое движение Солнца

Видимый радиус светил, в мореходной астрономии его принято называть полу-диаметром, это угол, под которым с Земли виден реальный радиус светила. Видимые радиусы Солнца и Луны выраженные в градусной мере – около 16', Видимые радиусы планет в мореходной астрономии не учитываются. Звезды, вследствие их громадных расстояний от наблюдателя, вовсе не имеют видимого радиуса.

Високосный год, год в юлианском и григорианском календарях, продолжительность которого равна 366 дням – на одни сутки больше продолжительности обычного, невисокосного года. Введение високосных годов в календари было обусловлено стремлением учесть постоянно накапливающуюся разность между продолжительностью тропического года (365 суток 5 часов 48 минут 46 секунд) и обычного невисокосного календарного года (365 суток ровно).

Внутренние (нижние) планеты, планеты, орбиты которых находятся внутри орбиты Земли.

Возраст Луны, количество суток, прошедших с момента ближайшего новолуния. Возраст Луны приводится в МАЕ. Приближенно возраст Луны можно вычислить по формуле:

В_л = Л + № +Д,

где Л – лунное число, № – номер месяца, Д – число месяца.

Восход/заход Солнца, Луны истинный, пересечение истинного горизонта центром диска светила.

Вращение Земли вокруг своей оси и вокруг Солнца, Земля вращается вокруг своей оси с запада на восток против часовой стрелки, если смотреть со стороны Северного полюса. Земля движется вокруг Солнца своей орбите. Вместе с Солнечной системой Земля вращается вокруг ядра Галактик.

астрономическая весна, наступает в северном полушарии, когда , длительность весны 92.8 сут; в южном полушарии наступает осень.

астрономическое лето, наступает в северном полушарии, когда = 23.5°N; длительность лета 93.6 сут; в южном полушарии наступает зима.

астрономическая осень, наступает в северном полушарии, когда  длительность осени 89.8 сут; в южном полушарии наступает весна.

астрономическая зима, наступает в северном полушарии, когда =23.5°S, длительность зимы 89.0 сут; в южном полушарии наступает лето. Причина смен времен года в наклоне земной оси к плоскости орбиты, в изменении меридиональной высоты Солнца и измене-нии дневного времени суток. Земля проходит перигелий около 5 января, а афелий около 5 июля, поэтому утверждение, что летом теплее потому, что земля ближе всего к Солнцу, верно лишь для жителей южного полушария.

Время,

1.Свойство реальности, выражающееся в последовательности сменяющих друг друга

событий.

2. Форма существования материи,

время атомное, шкала времени (независимая от вращения Земли), задаваемая с помощью

атомных стандартов частоты.

время барицентрическое динамическое время TDB, учитывает движение центра масс Солнца вокруг центра масс Солнечной системы (барицентра Солнечной системы). Отнесено к барицентру Солнечной системы и является аргументом дифференциальных уравнений всех гравитационных теорий движения тел Солнечной системы.

время барицентрическое координированное TCB и геоцентрическое координи-рованное время TCG, применяется в настоящее время. Эти шкалы отражают темп времени, скорректированного в соответствии с общей теорией относительности к часом, покоящимся относительно соответствующей нуль-точки вне гравитационного колодца Земли и солнечной системы, соответственно.

время восточноевропейское, название времени второго часового пояса.

время всемирное UT, шкала времени, основанная на вращении Земли вокруг своей оси. Всемирное время является современной заменой среднего времени по Гринвичу (GMT), которое сейчас иногда некорректно используется в качестве синонима для всемирного координированного времени (UTC). Все версии всемирного времени основаны на вращении Земли относительно далеких небесных объектов (звезд и квазаров). UT1 – всемирное время по шкале, в которой за начальный момент последующих суток принята нижняя кульминация среднего Солнца на начальном меридиане и учтено влияние движе-ния полюсов Земли на положение меридианов. UT2 – всемирное время по шкале, в кото-рой также учтено влияние сезонной неравномерности вращения Земли вокруг своей оси.

время всемирное координированное UTC – стандарт, по которому общество регулирует часы и время. Отличается на целое количество секунд от атомного времени и на дробное количество секунд от всемирного времени UT1. Новая шкала времени UTC была введена, поскольку шкала GMT является неравномерной шкалой и связана с суточным вращением Земли. Шкала UTC основана на равномерной шкале атомного времени (TAI) и является более удобной для гражданского использования. Так как между UTC и UT1 разница не превышает 0.9с, если не требуется высокая точность, может использоваться более общее понятие Всемирное время (UT). В повседневной жизни, когда дробная часть секунд не важна, среднее время по Гринвичу (GMT) может рассматриваться как эквивалент UTC или UT1. В противном случае, когда разница между UTC и UT1 существенна, использования термина среднее время по Гринвичу (GMT) избегают. Часовые пояса вокруг земного шара выражаются как положительное и отрицательное смещение от UTC. Следует помнить, что время по UTC не переводится ни зимой, ни летом.

время гринвичское, среднее солнечное время меридиана, проходящего через прежнее место расположения Гринвичской королевской обсерватории. Ранее GMT считалось точкой отсчёта времени – время в других часовых поясах отсчитывалось от грин-вичского. Ныне в этом качестве используется всемирное координированное время (UTC).

время декретное, система исчисления времени «поясное время плюс один час». Применялось с 16 июня 1930 года до 31 марта 1991 года в СССР, с 19 января 1992 года до 27 марта 2011 года в РФ, в настоящее время применяется в ряде стран СНГ.

Т_д = Т_с +1ч.

По новому закону «Об исчислении времени» вводится новое часовое деление (вместо административных часовых поясов – часовые пояса), и понятие декретное время выводится из обращения.

время земное динамическое TDT, отнесено к центру масс Земли и служит независимым аргументом видимых геоцентрических эфемерид, в том числе при определении эфемерид ИСЗ

время западноевропейское, название времени нулевого часового пояса.

время земное TT, современный астрономический стандарт, разработанный Между-народным астрономическим союзом для определения времени астрономических наблю-дений, сделанных с поверхности Земли. Земное время является наследником динами-ческого времени и эфемеридного времени.

время звездное S, время, протекшее от момента верхней кульминации точки Овна до данного момента, оно измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия. Звездное время зависит от вращения Земли, и, следовательно, шкала звездного времени является неравномерной. Звездное время не имеет даты.

время земное динамическое TDT, отнесено к центру масс Земли и служит независимым аргументом видимых геоцентрических эфемерид, в том числе при определении эфемерид ИСЗ. В настоящее время заменено на геоцентрическое координатное время TCG.

время зимнее, возврат от летнего времени к поясному.

время истинное солнечное, время, протекшее от момента нижней кульминации истинного Солнца до другого его положения.

время летнее, поясное время, временно увеличенное на 1 час, устанавливаемое распо-ряжением правительства данной страны.

время местное, время в точках, расположенных на одном меридиане. Из-за того, что в каждый момент суток оно различно на всех меридианах, им неудобно пользоваться. До введения поясного времени в каждом городе использовалось свое местное время, зави-сящее от географической долготы. Оно может быть звездным, истинным или средним солнечным. Для всех пунктов, находящихся на одном географическом меридиане, любое местное время в один и тот же момент одинаково.

время московское, время третьего часового пояса:

Т_моск = Т_гр + 3. Три часа набираются за счет двух часов второго часового пояса и одного часа, оставшегося от перехода на декретное время.

время начала вечерних наблюдений, середина гражданских сумерек. Начальный мо-мент при расчете времени начала вечерних наблюдений это момент захода Солнца.

время начала утренних наблюдений, середина навигационных сумерек. Начальный момент при расчете времени начала утренних наблюдений это момент начала навига-ционных сумерек

время поясное, среднее солнечное время центрального меридиана часового пояса, действующее на всей территории пояса: Т_п = Т_гр ± N?

время среднее, время, протекшее от момента нижней кульминации среднего Солнца до другого его положения.

время среднеевропейское, название времени первого часового пояса.

время стандартное, система счета времени, официально принятая в данном районе Земли. Это может быть поясное, летнее, поясное ±30 минут (как в Индии, Иране и т.д.).

время судовое, поясное время того часового пояса, по которому установлены часы на судне; номер часового пояса может не совпадать со счислимой долготой, тогда он указы-вается капитаном; для определения номера пояса достаточно разделить долготу на 15 и округлить результат до целого. Судовое время отсчитывается с точностью до 1 минуты.

Т_с = Т_гр ± N

время эфемеридное ET, равномерная шкала времени, основанная на определении секунды, введенном в 1952 г. В 1984 г. шкала эфемеридного времени ET в астрономии была заменена на шкалу TDT динамического земного времени, которую в 2001 г. сменила шкала TT земного времени.

время часовых поясов, время 1 часового пояса – средне-европейское, 2-го – восточно-европейское, 3-го – московское, 9-го – приморское, 11-го – камчатским. В США времена поясов от 5 до 8W называют соответственно восточным, центральным, горным и тихо-океанским.

Вселенная, весь окружающий мир, доступный наблюдению и изучению. Размер видимой части Вселенной 10 – 15 миллиардов световых лет. Возраст Вселенной согласно совре-менным научным данным составляет около 14 млрд. св. лет.

Вспомогательная небесная сфера, сфера произвольного радиуса, с центром в любой точке пространства, на которую спроецированы светила и к которой отнесены основные направления.

Вторая космическая скорость, наименьшая скорость которую необходимо придать объекту (например, космическому аппарату), масса которого пренебрежимо мала по сравнению с массой небесного тела (например, планеты), для преодоления гра-витационного притяжения этого небесного тела и покидания замкнутой орбиты вокруг него. Вторая космическая скорость определяется радиусом и массой небесного тела, поэтому она своя для каждого небесного тела (для каждой планеты) и является его харак-теристикой. Для Земли вторая космическая скорость равна 11.2 км/с. Тело, имеющее около Земли такую скорость, может преодолеть земное притяжение и осуществить полет к другим планетам Солнечной системы или стать спутником Солнца. Для Солнца вторая космическая скорость – 617.7 км/с, для черной дыры – больше 299 730.458 км/с.

Вторая экваториальная система координат, основными кругами являются небесный экватор и меридиан точки Овна , а основное направление – ось мира. Координаты: склонение  и прямое восхождение . Склонение аналогично склонению в первой экваториальной системе.

Прямым восхождением называется дуга небесного экватора от точки Овна до меридиана светила, считаемая в сторону востока от 0° до 360°. Направление счета прямого восхождения совпадает с вращением Земли и ее обращением по орбите, отсюда и его название. Вместо прямого восхождения в современных морских пособиях применяется звездное дополнение:  = 360° – . Звездным дополнением называют дугу небесного экватора от точки Овна до меридиана светила, считаемую в сторону W-х часовых углов. Первая и вторая экваториальные системы отличаются только положением начального меридиана: часовой угол t светила считается от полуденной части меридиана наблюдателя, а прямое восхождение  – от меридиана точки Овна. А так как положение точки Овна в первой экваториальной системе определяется ее часовым углом t_w, то получаем: t_w = t^ + , т.е. часовой угол точки Овна (звездное время S) равен сумме часового угла и прямого восхождения светила: S= t_w + . Эта формула называется основной формулой времени и связывает первую и вторую экваториальные системы.