Условия для восхода и заката светил.

Светило восходит и заходит на данной широте, если

ïdï < (90⁰ - ïjï).

Светило будет незаходящим или не восходящим, если

ïdï > (90⁰ - ïjï).

Для наблюдателя на земном экваторе все светила восходящие и заходящие.

На полюсах наблюдатели могут созерцать только полусферы.

Явление пересечения светилом небесного меридиана называется кульминацией светила.

Если светило пересекает верхнюю часть меридиана - наступает верхняя кульминация, если нижнюю - нижняя кульминация.

Переход от горизонтальных координат светила к экваториальным и обратно, в общем случае, осуществляется с использованием формул сферической тригонометрии. Однако эта задача упрощается при кульминации светил.

3. Годовое движение Солнца и измерение времени.

Эклиптика, эклиптическая система координат. Зодиак и зодиакальные созвездия.

Эклиптика - линия видимого годового движения Солнца.

Созвездия, по которым проходит эклиптика, называются зодиакальными.

Зодиакальные созвездия: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыбы, Змееносец.

Объяснить разницу между зод. созвездиями и знаками.

Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного экватора под углом 23гр.27мин.

Диаметр ПП", перпендикулярный к плоскости эклиптики, называется осью эклиптики.

Эклиптика пересекается плоскостью небесного экватора в двух точках: в точке весеннего равноденствия ^ и точке осеннего равноденствия d.

Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90 гр. называются точкой летнего солнцестояния и точкой зимнего солнцестояния.

Эклиптическая система координат.

Эклиптическая широта b - cветила М называется дуга mM круга широты от эклиптики до светила.

Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0 до +90 гр. к северному полюсу эклиптики и от 0 до - 90 гр. к южному полюсу.

Второй координатой является эклиптическая долгота l - дуга ^m эклиптики от точки весеннего равноденствия ^ до круга широты, проходящего через светило. Отсчитывается в сторону видимого годового движения Солнца по эклиптике от 0 до 360 гр.

Применяется в теоретической астрономии при определении орбит небесных тел.

Измерение времени.

Измерение времени основано на наблюдениях суточного вращения свода и годичного движения Солнца, т.е. на вращении Земли вокруг оси и на обращении Земли вокруг Солнца.

Вращение Земли вокруг оси происходит почти равномерно, с периодом, равным периоду вращения небесного свода. Поэтому по углу поворота Земли от некоторого начального положения можно судить о протекшем времени. За начальное положение Земли принимается момент прохождения плоскости земного меридиана места наблюдения через избранную точку на небе, или, что одно и то же, момент верхней кульминации этой точки на данном меридиане.

Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит от избранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются:

- точка весеннего равноденствия (звёздное время),

- центр видимого диска Солнца (истинное Солнце, истинное солнечное время),

- среднее Солнце - фиктивная точка, положение которой на небе может быть вычислено теоретически для любого момента времени (среднее солнечное время).

Для измерения длинных промежутков времени служит тропический год, основанный на движении Земли вокруг Солнца.

Тропический год - промежуток времени, между двумя последовательными прохождениями центра истинного Солнца через точку весеннего равноденствия. Содержит 365,2422 средних солнечных суток.

Из-за медленного движения точки весеннего равноденствия навстречу Солнцу, вызванного прецессией, относительно звёзд Солнце оказывается в той же точке неба через промежуток времени на 20 мин. 24 с. больший, чем тропический год. Он называется звёздным годом и содержит 365,2564 средних солнечных суток.

Звёздное время.

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звёздными сутками.

За начало звёздных суток на данном меридиане принимают момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия.

Время, протекшее от верхней кульминации точки ^ до любого другого её положения, выраженное в долях звёздных суток называется звёздным временем s.

Угол, на который Земля повернётся от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до какого-нибудь другого момента, равен часовому углу точки ^ в этот момент.

s = t^.

Практически для установления начала звёздных суток или зв. времени в какой-то момент надо измерить часовой угол t какого-то светила М, прямое восхождение которого известно.

Тогда t = Qm, a = ^m, а t^= Q^ = s = a + t.

Звёздное время в любой момент равно прямому восхождению какого-либо светила плюс его часовой угол.

В момент верхней кульминации светила его часовой угол = 0, тогда s = a.