3.Небесная сфера. Основные плоскости, линии и точкинебесной сферы.

Под небесной сферой принято понимать сферу произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения, и на поверхность этой сферы проецируются все окружающие нас небесные тела или светила

Вращение небесной сферы для наблюдателя, находящегося на поверхности Земли, воспроизводит суточное движение светил на небе

ZOZ' – отвесная (вертикальная) линия,

SWNE – истинный (математический) горизонт,

aMa' – альмукантарат,

ZMZ' – круг высоты (вертикальный круг), или вертикал

POP' – ось вращения небесной сферы (ось мира),

P – северный полюс мира,

P' – южный полюс мира,

Ð PON = j (широта места наблюдения),

QWQ'E – небесный экватор,

bMb' – суточная параллель,

PMP' – круг склонения,

PZQSP'Z'Q'N – небесный меридиан,

NOS – полуденная линия

4.Системы небесных координат (горизонтальная, первая ивторая экваториальные, эклиптическая).

Поскольку радиус небесной сферы произволен, положение светила на небесной сфере однозначно определяется двумя угловыми координатами, если задана основная плоскость и начало отсчёта.

В сферической астрономии используются следующие системы небесных координат:

Горизонтальная, 1-я экваториальная,2-я экваториальная, Эклиптическая

Горизонтальная система координат

Основная плоскость – плоскость математического горизонта

1)ÐmOM = h (высота)

0 £ h £ 90⁰

–90⁰ £ h £ 0

или ÐZOM = z (зенитное расстояние)

0 £ z £ 180⁰

z + h = 90⁰

2) ÐSOm = A (азимут)

0 £ A £ 360⁰

1-я экваториальная система координат

Основная плоскость – плоскость небесного экватора

1) ÐmOM = d (склонение)

0 £ d £ 90⁰

–90⁰ £ d £ 0

или ÐPOM = p (полюсное расстояние)

0 £ p £ 180⁰

p + d = 90⁰

2) ÐQOm = t (часовой угол)

0 £ t £ 360⁰

или 0^h £ t £ 24^h

Все горизонтальные координаты (h, z, A) и часовой угол t первой экваториальной СК непрерывно изменяются в процессе суточного вращения небесной сферы.

Склонение d не изменяется.

Необходимо ввести вместо t такую экваториальную координату, которая бы отсчитывалась от фиксированной на небесной сфере точки.

2-я экваториальная система координат

Основная плоскость – плоскость небесного экватора

1) ÐmOM = d (склонение)

0 £ d £ 90⁰

–90⁰ £ d £ 0

или ÐPOM = p (полюсное расстояние)

0 £ p £ 180⁰

p + d = 90⁰

2) Ð ¡Om = a (прямое восхождение)

0 £ a £ 360⁰

или 0^h £ a £ 24^h

Горизонтальная СК используется для определения направления на светило относительно земных объектов.

1-я экваториальная СК используется преимущественно при определении точного времени.

2-я экваториальная СК является общепринятой в астрометрии.

Эклиптическая СК

Основная плоскость – плоскость эклиптики E¡E'd

Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного меридиана под углом ε = 23⁰26'

ПП' – ось эклиптики

E – точка летнего солнцестояния

E' – точка зимнего солнцестояния

1) ¡m = λ (эклиптическая долгота)

2) mM = b (эклиптическая широта)

5.Суточное вращение небесной сферы на разных широтах исвязанные с ним явления. Суточное движение Солнца. Смена сезонов и тепловыепояса.

Измерения высоты Солнца в полдень (т.е. в момент его верхней кульминации) на одной и той же географической широте показали, что склонение Солнца d_Ÿ в течение года изменяется в пределах от +23⁰36' до –23⁰36', два раза проходя через нуль.

Прямое восхождение Солнца a_Ÿ на протяжении года также постоянно изменяется от 0 до 360⁰ или от 0 до 24^h.

Рассматривая непрерывное изменение обеих координат Солнца, можно установить, что оно перемещается среди звёзд с запада на восток по большому кругу небесной сферы, который называется эклиптикой.

20-21 марта Солнце находится в точке¡, его склонение δ_Ÿ = 0 и прямое восхождение a_Ÿ = 0. В этот день (весеннего равноденствия) Солнце восходит точно в точке E и заходит в точке W. Максимальная высота центра Солнца над горизонтом в полдень этого дня (верхняя кульминация): h_Ÿ = 90⁰ – φ + δ_Ÿ = 90⁰ – φ

Затем Солнце сдвинется по эклиптике ближе к точке E, т.е. δ_Ÿ > 0 и a_Ÿ > 0.

21-22 июня Солнце находится в точке E, его склонение максимально δ_Ÿ = 23⁰26', а прямое восхождение a_Ÿ = 6^h. В полдень этого дня (летнего солнцестояния) Солнце поднимается на максимальную высоту над горизонтом: h_Ÿ = 90⁰ – φ + 23⁰26'

Т.о., в средних широтах Солнце НИКОГДА не бывает в зените

Широта Минска φ = 53⁰55'

Затем Солнце сдвинется по эклиптике ближе к точке d, т.е. δ_Ÿ начнёт уменьшаться

Около 23 сентября Солнце придёт в точку d, его склонение δ_Ÿ = 0, прямое восхождение a_Ÿ = 12^h. Этот день (начало астрономической осени) называется днём осеннего равноденствия.

22-23 декабря Солнце окажется в точке E', его склонение минимально δ_Ÿ = – 23⁰26', а прямое восхождение a_Ÿ = 18^h.

Максимальная высота над горизонтом: h_Ÿ = 90⁰ – φ – 23⁰26'

Изменение экваториальных координат Солнца в течение года происходит неравномерно.

Склонение изменяется быстрее всего при движении Солнца вблизи точек равноденствий, и медленнее всего – вблизи точек солнцестояний.

Прямое восхождение, наоборот, медленнее изменяется вблизи точек равноденствий, и быстрее – вблизи точек солнцестояний.

Видимое движение Солнца по эклиптике связано с действительным движением Земли по своей орбите вокруг Солнца, а также с тем фактом, что ось вращения Земли не перпендикулярна плоскости её орбиты, а составляет угол ε = 23⁰26'.

Если бы ε = 0, то на любой широте в любой день года день был бы равен ночи (без учёта рефракции и размера Солнца).

Полярные дни, длящиеся от 24^h до полугода и соответствующие ночи, наблюдаются за полярными кругами, широты которых определяются условиями:

φ = ±(90⁰ – ε) = ± 66⁰34'

Положение оси мира и, следовательно, плоскости небесного экватора, а также точек ¡ и d не постоянно, а периодически изменяется.

Вследствие прецессии земной оси ось мира описывает конус вокруг оси эклиптики с углом раствора ~23,5⁰ за 26 000 лет.

Вследствие возмущающего действия планет кривые, описываемые полюсами мира, не замыкаются, а стягиваются в спираль.

Т.к. и плоскость небесного экватора, и плоскость эклиптики медленно изменяют свое положение в пространстве, то точки их пересечения (¡ и d) медленно перемещаются к западу.

Скорость перемещения (общая годовая прецессия в эклиптике) за год: l = 360⁰/26 000 = 50,26''.

Общая годовая прецессия в экваторе: m = l cos ε = 46,11''.

В начале нашей эры точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овна, от которого и получила своё обозначение (¡), а точка осеннего равноденствия – в созвездии Весов (d). С тех пор точка ¡ переместилась в созвездие Рыб, а точка d – в созвездие Девы, но их обозначения остались прежними.