0) винаги се вижда на хоризонта, и светлината на южното полукълбо на небесната сфера (г

Ако наблюдателят се намира в географска ширина J. различен от 0 ° и 90 °, светлината ще бъде част от изгрева и залеза за него, а някои - nonrising и не се допират. б) Кулминацията на звездите. Ежедневно паралелно всяка светлина пресича небесния меридиан в две точки, лежащи на краищата на паралелен диаметър. пресичането на светило небесен меридиан се нарича кулминацията на светлини. Кулминацията нарича горната част, когато светлината преминава през горната част PZQSP "небесен меридиан съдържащ Z (фиг. 7), и по-ниска, когато светлината преминава през долната част на селестиалното меридиан PNQ'Z'P", съдържа Z '. Разграничаване горна кулминация под зенита (дъга ZQSP ") и на север от зенита (в дъга ЗЗ). В светлината без да се поставя в даден ширина й. на разположение за спазване както кулминацията - и отгоре и отдолу; при изгрева и залеза на звездите - само горната, долната кулминация настъпва зад хоризонта; в кулминацията на две осветителни тела nonrising налични наблюдения, както се случва при хоризонта.

§ 14. Промяна на осветителни тела координира по време на денонощното движение

Когато светлината се увеличава или настройка, неговата Z = 90 °, H = 0 °, и азимути на нарастващите и определяне на точките на наклон зависят от светлината и ширина на наблюдение. По време на горната кулминация зенита минимално разстояние осветителни тела, максимална височина и азимут = 0 (ако светлина завършва под зенита), или А = 180 ° (ако завършва север от зенита). По време на по-ниските кулминация светлините зенит разстояние е максимална височина - минимум и азимут A = 180 °, или A = 0 ° (ако долната кулминация надира се случва между Z "и Южния полюс на световната P"). Следователно, от дъното към върха на ъгъла на кулминация зенита на светлина намалява, а височината се увеличава; от горния до долния кулминация Напротив, от разстояние се увеличава зенита, височината е намалена. В този случай, азимута на светлина също варира в определени граници. По този начин, хоризонтални координати на осветителни тела (Z, п и А) варира непрекъснато поради дневни въртенето на небесната сфера, и ако светлината е винаги свързан с сфера (т.е., неговата наклон и полето издигане г остане постоянна а), да вземе техните хоризонтални координати предишни стойности, когато сферата ще направят една революция. Тъй като препитание паралели звезди на всички географски ширини на Земята (с изключение на полюсите) са склонни към хоризонта, хоризонталните координати варират неравномерно, дори когато единна дневна въртене на небесната сфера. ч височина и осветителни тела зенита разстояние Z бавната промяна до меридиана, т.е. когато горните или долните кулминациите. Азимут е светлина А, напротив, в тези моменти се различава най-бързо. Всички ъгъл светлини т (в първия екваториалния координатна система) като азимут А, варира непрекъснато. В момента на горната кулминация осветителни тела т = 0. След време нисш кулминация часа светлина т = ъгъл от 180 ° или 12 часа. Но, за разлика от азимут, час ъгли на звездите (ако деклинация г и директен изкачване остане константа) се променят еднакво, защото те разчитаха на небесния екватор и единна въртене на небесните сфери час се променя ъгълът са пропорционални на интервали от време, т.е. ъгъл време нарастване равен на ъгъла на въртене на небесната сфера. Еднаквостта на ъглите променящите се времена е много важно, когато се измерва времето. височина ч или светила зенит разстояние Z The в кулминацията отклонението зависи от светлини г и ширина на наблюдателя поставя й. Директно от чертеж (Фигура 7).: 1) ако яркост наклон M1 г

й, светлината M2 в горната кулминацията е север от зенита на зенита разстояние Z = г - J, (1.10)

или на височина Н = 90 ° + J - г (1.11).

4) И накрая, когато долната кулминация зенита разстояние осветителното тяло M3 Z = 180 ° - J - г, (1.12)

височина Н = г - (90 ° - J) = J + г - 90 ° (1,13).

От наблюдения е известно (вж. § 8), че в даден ширина й всяка звезда винаги изгрява (или влиза) в една и съща точка на хоризонта, височина му в меридиана също винаги едни и същи. От това можем да заключим, че отклонението на звездите не се променя с течение на времето (поне видимо). Целта на изгрева и залеза на слънцето, луната и планетите, както и височината им по меридиана на различни дни от годината - са различни. Следователно деклинацията на тези осветителни тела са постоянно се променя с течение на времето.

§ 15. еклиптиката. Еклиптика координатна система

Зенит измерване на разстояние или височината на слънцето по обяд (т.е., в горната си точка кулминация) на същата географска ширина, беше установено, че слънчевата деклинация варира през годината в диапазона от + 23 ° 27 ', за да

-23 ° 27 ', два пъти в годината, минаваща през нула. От наблюдения на променения външен вид на нощното небе трябва да са пряка слънчева катерене през годините също постепенно се променя от 0 ° до 360 °, или от 0 часа до 24 часа. В действителност, в полунощ, в горната част са кулминацията на тези звезди, правилните ascensions различават от дясната възнесението на слънцето от 180 °, или 12 ч. Наблюденията показват също така, че всеки ден в полунощ, звездите всички завършват с много и много Ректасцензия следователно ректасцензията на слънцето всеки ден се увеличава. Като се има предвид непрекъснато промяна и в двете координатите на слънцето, че е лесно да се установи, че тя се движи сред звездите от запад на изток на голям кръг от небесните

обхвата на която е наречена еклиптика. Равнината на еклиптиката Е '' ^ Д г (фиг. 11) е наклонена към небесен екватор равнина под ъгъл е = 23 ° 27 '. Диаметър ПП "перпендикулярна на еклиптиката равнина, наречена ос на еклиптиката и пресича с повърхността на небесно сферата на северния полюс на еклиптиката P (който се намира в северното полукълбо) и южния полюс на еклиптиката P" (в южното полукълбо).

Еклиптиката пресича с небесния екватор в две точки: в пролетното равноденствие ^ и есенното равноденствие г. В точката на пролетното равноденствие ~ Sun пресича небесния екватор се движат от южното полукълбо на небесната сфера в северната. В буква г есенното равноденствие слънцето преминава от южното полукълбо на северната. Смисълът на еклиптиката, отделена от равноденствието до 90 °, на мястото се нарича лятното слънцестоене (за Северното полукълбо) и точката на зимното слънцестоене (в южното полукълбо). Голяма полукръг на селестиалното областта PMP "преминава през полюсите на еклиптиката, и блестеше чрез M се нарича кръга на светлина ширина. Еклиптиката и пролетното равноденствие са в основата на еклиптиката координатна система небесно. Една координатна система е в еклиптиката ширина б осветителното тяло М, който се нарича дъгата на паралел тМ (вж. Фиг. 11) светва на еклиптиката, или централната ъгълът между равнината на еклиптиката Том и посоката на светлина М. еклиптиката ширина брои от 0 ° до + 90 ° до северния полюс на еклиптиката (II) и от 0 ° до - 90 ° до южния полюс (P). Светило разположен на един малък кръг, чиято равнина е успоредна на равнината на еклиптиката, имат същата ширина еклиптиката. Еклиптика ширина определя позицията на светлината върху паралел. Позицията на същия паралел на небесната сфера се определя от друга координатна - еклиптиката дължина L. Еклиптиката дължина L осветителни тела М е дъга ^ m еклиптиката от пролетното равноденствие да ^ ширина окръжността, минаваща през светлината, или ъгъла на център ^ от (в равнината на еклиптиката) между пролетното равноденствие и равнината на паралел, светлината преминава през. Еклиптиката дължини се броят към годишния видно движението на слънцето по еклиптиката, т.е. от запад на изток в диапазона от 0 ° до 360 °. Светлина, разположена на един паралел, имат едни и същи еклиптиката дължина. Еклиптиката координатна система се използва за предпочитане в теоретичната астрономия при определяне на орбитите на небесните тела.

§ 16. Промяна на екваториалните координати на Слънцето

Промяна екваториални координати слънцето на време на движението си по протежение на еклиптиката по следния начин. Когато слънцето е по време на пролетното

^ Равноденствие (вж. § 15), правото си възнесение и деклинация е нула. След това всеки ден ректасцензия деклинация на изгрева, и когато слънцето идва в точката на лятното слънцестоене, правото си възнесение става равна на 90 ° или BH и деклинация достигне максималната си стойност от + 23 ° 27 '. След това, спадът на слънцето започва да намалява, и възнесение продължава да се разраства. Когато слънцето идва в есенното равноденствие, правото си възнесение на = 180 ° или 12 ч, и деклинацията г = 0 °. Освен това, ректасцензията на слънцето, продължава да се увеличава, на зимното слънцестоене е равен на 270 ° или 18 ч, и деклинацията достигне минимална стойност - 23 ° 27 '. След слънчевата деклинация започва да расте, а когато слънцето идва в пролетното равноденствие, си спад е равна на нула, отново и ректасцензията, достигайки стойност от 360 ° или 24 часа, изчезва. Тези промени в екваториалните координати на Слънцето през годината да се появят неравномерно. Деклинация варира най-бързо при шофиране на слънцето край равноденствен точки и най-бавно - в близост слънцестоене точки. Ректасцензия, напротив, бавно се променя в близост до равноденствие точки, и по-бързо - в близост до точките на слънцестоене. Скоростта на слънцето променя точката на РА в близост до лятното слънцестоене е по-малко, отколкото близо до точката на зимното слънцестоене. Привидната движението на слънцето по еклиптиката е следствие от действителната движението на Земята - нейната циркулация около Слънцето. движението на Земята около Слънцето върви в същата посока като въртенето

Земята около оста и равномерно (вж. § 40). В този случай оста на въртене на Земята винаги е склонен да орбита равнина на земята под ъгъл от 66 ° 33 '. Ето защо изглежда, че слънцето е и неравномерно се движи в небето звездите, както и от запад на изток, но кръга (еклиптиката), чийто самолет е склонен да небесната равнина (и сухоземни) екватора под ъгъл от 23 ° 27 '= 90 ° - 66 ° 33 '. Когато слънцето е пролетното равноденствие (г = 0), е на всички ширини земната повърхност изгрява на изток и комплекти в точка Е в

§ 17. Дневният движението на слънцето в различни географски ширини

а) Към наблюдател на земята северния полюс (J = + 90 °) nonsetting осветителни тела са онези, при които г 0 I, и nonrising онези, при които г

§ 21. В средното слънчево ден. Средното слънчево време

Средна екваториална слънце в небето не се отбележи обаче час, за да се измери ъгъл му не може, а средното слънчево време, получена чрез изчисление при спазване на истина или слънчева светлина път звездната. До 1925, когато астрономически наблюдения на началото на средната ден отнема малко време горна кулминация средата на слънцето. Ето защо ние се разграничи Междувременно "астрономически" и "граждански". От 1925 г., астрономите са дошли да се разглежда като средното време между полунощ и сега се нуждаят от гледна точка на "астрономическо време" и "гражданското време" напълно изчезна.

§ 22. Уравнението на времето

Разликата между средното време за истинската слънчева време и по един и същ момент от време се нарича уравнение ч. От (1,18) и (1,19) и (1,15), уравнението на време з = Tm - T¤ = TM - t¤ = а ¤ - а м. (1.20)

Последната връзка следва:

§ 23. Съобщение на средното слънчево време с една звезда

От много години на наблюдение установено, че тропическата година съдържа 365.2422 средното слънчево ден. Лесно е да се покаже, че звездната ден в тропическата година е един повече от, т.е. 366.2422. Всъщност, предполагам, че по време на пролетното равноденствие, средната стойност на някои екваториална слънце и пролетното равноденствие, са в горната кулминация. След пролетното равноденствие звездна ден ще дойде отново в небесната меридиан, а средната екваториална слънцето няма да го достигне, защото на звездната ден тя ще се премести на небесния екватор на изток от дъгата на около 1 °. Тя ще се проведе след края на небесен меридиан на небесната сфера в този ъгъл, на цена от около 4 м от време, или по-скоро Zm56s. Следователно средната ден по-дълъг от звездната деня, в Zm56s. Изхождайки всеки Звезден ден на изток към дъгата в 3m56s (или

1 °), стойностите на екваториална слънцето през тропическата година ще премине всички небесния екватор (като този, очевидно оборот на Слънцето по еклиптиката) и следващия път, когато пролетното равноденствие ще дойде отново към точката на пролетното равноденствие. Но в този момент часа на ъгъла на слънцето и средната точка на пролетното равноденствие ще бъде различна от нула, като тропическата година не съдържа цяло число или звезда или средата на деня. Лесно е да се види, че, независимо от продължителността на тропическата година, броят на оборотите на слънце дневно през това време ще бъде една по-малко от броя на ежедневните ротации на пролетното равноденствие. С други думи, средната стойност 365.2422. Съни. Звездни нощи = 366.2422. ден, следователно коефициент (1.22)

Тя служи за прехвърляне на средните интервали слънчеви времето в звезден интервали от време, и коефициент (1.23)

- за преобразуване на звездната периоди от време, през интервали от средното слънчево време. Така, ако интервалът на средните слънчеви единици имат DTM, и в звездна условия Ds, след това (1.24)

Otsyuda, по-специално, че

24h средно. Съни. Вр. = 24h03m56s, 555zvezdn. Bp.

1 час »« «= 1 00 09 856« «« «» 1 милион = 01, 00, 164 «« 1s »« «= 01, 003" "24hzvezdn. време = 23h 56m 04s, 091sredn. Съни. Bp.

1 час »« = 59 50 170 «« «1m» «= 59, 836« «« 1s »« = 0, 997 "" "

За да се улесни изчисляването на базата на (1.24), съставен подробни таблици, на които всеки период от време, изразени в същите единици, то лесно може да се изрази и в други звена. За приблизително изчисляване може да се счита, че по-кратък вторичен звездна деня (или, обратно, средната продължителност на звезда) около 4м, а един час на средно-къса (или по-дълъг среден звездна) - за 10 секунди. Така например, средното време на 5 часа «5h00m50s звезден ден и звезден ден 19h« 18h56m50s средно време. Нека звезден ден в някакъв момент по този меридиан, равен е и звезден ден на средната стойност на последната предхождаща полунощ на същия меридиан беше С. Ето защо, след полунощ е преминал (а - S) часове, минути и секунди звезден ден. Тази разлика, ако тя се изразява като единици на средното слънчево време, равно на (S - S) R 'часа, минута и секунда на средното време. И тъй като в полунощ средно означава слънчева време е 0 часа, а след това следва, че по време на път, а звездната е средното слънчево време Тм = (и - S) R ". От друга страна, предполагам, че средното време в някакъв момент от този меридиан се равнява на Тм. Това означава, че след средно Тм полунощ премина часове, минути и секунди средното време за. Този интервал от време е равно звездните часа ТМК, минути и секунди, които преминали средната полунощ. И ако в конкретната дата средната tsolnoch в този момент, че е звезда меридиан S, а след това по време на Тм звезден ден е S = S + Tm К. По този начин, и в двата случая трябва да се знае звезден ден S в средата полунощ на този меридиан. В астрономически алманаси, дадени звезден ден за всеки S0 средна полунощ на Гринуичкия меридиан. Знаейки S0, е лесно да се изчисли по друг меридиан, ако знаем дължина си от Гринуич л. изразено в часове и фракции на един час. Всъщност, докато средната ден звезда W m б S, BSC, след S0, както и S, дневните увеличения в W m 56 S, 555. Следователно, на меридиан л източно от Гринуич звезден ден на полунощ ще бъде по-малка от стойността на средната стойност от полунощ на този меридиан е на първо място по Гринуич полунощ в л ч. тук