2. Системы небесных координат

При астрономических наблюдениях необходимо уметь находить на звездном небе нужное светило. Для этого вводятся системы небесных координат. Все они строятся по одному принципу. За основу берется большой круг небесной сферы и прямая линия, перпендикулярная к нему и проходящая через центр небесной сферы.

1. Горизонтальная система небесных координат

Z

M(z, А)

z

0 h

S N

Круг высоты

Z светила

M

mm

Положение светила М(z, A) на небесной сфере определяют две координаты: зенитное расстояние (z)и азимут (A).

Зенитное расстояние (z) светила измеряется дугой круга высоты от зенита до светила в сторону надира или центральным углом, опирающимся на эту дугу. 0^о  z  + 180^о.

Азимут светила (SNm) измеряется дугой математического горизонта от точки Юга (S) в направлении вращения небесной сферы (в сторону Запада) до пересечения с кругом высоты светила. 0^о  A < +360^о.

Высота светила (h) – дуга круга высоты от математического горизонта до светила.

h + z =90^о (1)

Достоинство горизонтальной системы координат: легко ориентироваться. Недостаток ее: обе координаты светила изменяются в течение суток. Поэтому эти координаты не годятся для составления звездных карт, атласов и каталогов небесных светил.

Горизонтальная система небесных координат используется для непосредственных определений видимых положений светил при помощи угломерных инструментов.

2. Первая экваториальная система небесных координат

За основу берутся плоскость небесного экватора и ось мира. Положение светила характеризуется часовым углом и склонением.

Склонение светила () отсчитывается от небесного экватора по кругу склонения до светила.  (–90; + 90).

Часовой угол светила (t) измеряется дугой небесного экватора от южной точки его в направлении суточного вращения небесной сферы (в сторону запада) до пересечения с кругом склонения светила. 0^h  t  24^h.

В этой системе небесных координат склонение светила не изменяется при суточном вращении небесной сферы. Вторая координата (часовой угол светила) изменяется, т.к. она отсчитывается от неподвижной точки, не участвующей в этом вращении.

Эта система небесных координат используется преимущественно при определении точного времени – одной из основных задач практической астрономии.