• Просмотров: 4198
Экваториальные координаты светил могут быть определены либо абсолютным методом, либо относительным пли дифференциальным методом. Определение координат абсолютным методом не опирается на какие-либо заранее известные координаты. При дифференциальном же методе прямые восхождения и склонения нескольких десятков или сотен звезд должны быть заранее известны. Эти звезды называются опорными. а) Абсолютные методы. Определение склонений звезд абсолютным методом основано на соображениях и формулах § 14. Действительно, если измерить зенитное расстояние незаходящсй звезды сначала в момент ее верхней кульминации (zB), о затем, через 12 часов звездного времени, в момент ее нижней кульминации (zH), то будем иметь (см. формулы § 14) zB = d — j и zH = 180ё — j — d, откуда Таким образом, не зная координат других светил, мы получим склонение d данной звезды и географическую широту j места наблюдения. После того как широта места j будет многократно определена из наблюдений нескольких незаходящих звезд, взяв среднее арифметическое ее значение j 0 и измерив зенитное расстояние уже любой звезды в момент кульминации, получим склонение звезды по одной из следующих формул: d = j 0 — z, если звезда кульминировала к югу от зенита; d = j 0 + z, eсли звезда кульминировала к северу от зенита; d = 180 ё — j — z, если звезда наблюдалась в нижней кульминации. Абсолютный метол определения прямых восхождений основан на том соображении, что из наблюдений Солнца можно найти его прямое восхождение a Ѕ, не зная прямых восхождений других светил. Действительно, пусть на 67 QQ' — небесный экватор, EE' — эклиптика, A — точка весеннего равноденствия, e — наклонение небесного экватора к эклиптике, а С — положение Солнца на эклиптике в некоторый момент. Тогда дуга Cm — склонение d Ѕ Солнца, а дуга Am — его прямое восхождение a Ѕ. Из прямоугольного треугольника СmA, согласно формуле (1.35), следует: (6.13) Следовательно, если известно склонение Солнца d Ѕ в некоторый момент и угол e, то по формуле (6.13) можно вычислить прямое восхождение Солнца для этого же момента. Измеряя зенитное расстояние zЅ Солнца в момент его верхней кульминации, т. е. в истинный полдень, мы для каждого дня наблюдений можем знать его склонение d Ѕ. Склонение Солнца меняется с каждым днем (см. § 16). Из наблюдений, произведенных около дней летнего и зимнего солнцестояний, можно определить его экстремальные значения, абсолютная величина которых и будет как раз равна углу наклона е эклиптики к экватору. С полученным значением e по формуле (6.13) можно вычислить a Ѕ в момент истинного полудня для каждого дня наблюдений. Кроме того, если при измерении зенитного расстояния отмечать по часам момент TЅ прохождения Солнца через меридиан, то из уравнения s = a Ѕ= T’Ѕ + u (6.14) будет известна также поправка часов и для каждого дня наблюдений и ход часов w (см. § 85). Таким образом, абсолютный метод определения прямых восхождений сводится к следующему. Выбирается несколько (например, 30-40) звезд, расположенных более или менее равномерно вдоль эклиптики и небесного экватора, настолько ярких, чтобы каждую из них можно было бы наблюдать и днем, до или после наблюдений Солнца. Такие звезды называются главными или часовыми. При наблюдении часовых звезд отмечаются моменты их прохождения через меридиан Т’1, Т’2, …, Т’n. При наблюдении Солнца отмечается момент T’Ѕ его прохождения через меридиан и измеряется зенитное расстояние zЅ. По измеренному зенитному расстоянию Солнца вычисляется его склонение d Ѕ и прямое восхождение сто для каждого дня наблюдений в моменты его верхней кульминации. По уравнению (6.14) вычисляются поправки часов на моменты наблюдений Солнца, а по ним — ход часов. Далее, для каждого дня наблюдений Солнца и часовых звезд составляются следующие уравнения: a Ѕ = T 'Ѕ + u. (6.15) a 1 = T '1 + u1, a 2 = T '2 + и2, …………….. a n = T’n + un. В первом из этих уравнений известны все величины, в остальных — только моменты прохождений звезд через меридиан T 'i. Прямые восхождения часовых звезд a i, и поправки часов и, пока не известны. Но поправки часов u i, для моментов кульминации каждой часовой звезды легко найти через известные поправку и и ход часов w, а именно: u i = u + w (T’ i — T’Ѕ). Тогда уравнения (6.15) запишутся так: aЅ = T’Ѕ + u, a 1 = T '1 + u + w (T '1 — T'Ѕ), a 2 = T '2 + u + w (T '2 — T'Ѕ), ……………………………. a n = T’n + u + w (T ’n — T’Ѕ) Из этих уравнений и определяются прямые восхождения Солнца и часовых звезд абсолютным методом. При этом выгоднее производить такие определения по наблюдениям, проведенным при небольших значениях абсолютной величины склонения Солнца, т. е. около дней весеннего и осеннего равноденствий. В этом случае прямые восхождения получаются точнее. При абсолютном методе определения прямых восхождений звезд наблюдения Солнца необходимы для фиксации положения точки весеннего равноденствия на небе относительно этих звезд. С этой целью вместо Солнца можно наблюдать любую планету Солнечной системы, если элементы ее орбиты известны с достаточной степенью точности. Наблюдения планет точнее, чем наблюдения Солнца. Особенно выгодны в этом отношении малые планеты. Условия наблюдений малых планет практически не отличаются от условий наблюдения звезд и поэтому результаты их наблюдений свободны от тех специфических ошибок, которые присущи наблюдениям больших планет и Солнца. б) Относительные или дифференциальные методы. Относительные определения координат звезд сводятся к измерению разностей координат Da и Dd определяемых и опорных звезд. Из наблюдений звезд в меридиане получают для каждой опорной и для каждой определяемой звезды моменты прохождения через меридиан T и Ti, и зенитные расстояния z и zi. Так как наблюдения производятся в меридиане, то разность моментов прохождений звезд, опорной (T) и определяемой (Ti), после учета хода часов есть разность их прямых восхождений, т. е. Т — Ti = a — a i, = Da i, а разность зенитных расстояний есть разность склонений этих звезд, т. е. z — zi = d i — d = Dd i (кульминация к югу от зенита), г — zi = d — d i = Dd i (кульминация к северу от зенита). Из этих соотношений легко получаются искомые координаты a i и d i, определяемой звезды, так как a и d опорной звезды известны. Здесь мы изложили только принципы определения экваториальных координат; на практике дело обстоит значительно сложнее.
Поделиться

Добавить комментарий

Ваши комментарии не должны содержать призывов к насилию, разжиганию межнациональной розни и экстремизму, оскорблений, нецензурной лексики, а также сообщений рекламного характера. Все комментарии, не отвечающие этим требованиям, будут модернизироваться или удаляться.
Войдите через социальные сети:
             
или заполните:
Обновить
Защитный код

Самое читаемое

  • Состав изолирующего дыхательного аппарата ИДА-59М

    Изолирующий дыхательный аппарат ИДА-59М

    Устройство ИДА-59М Изолирующий дыхательный аппарат ИДА-59М (рис. 9) предс­тавляет собой автономный дыхательный аппарат регенеративного типа с замкнутым циклом дыхания. Аппарат изолирует органы…

  • Изображение по умолчанию

    Глава 1: Основы корабельной организации

    Общие положения Командные пункты и боевые посты Боевой номер Корабельные расписания Объявление тревог на корабле ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ 8. Основным боевым назначением корабля является поражение сил и…

Новости

RSS поток Podlodka.info

В этот день

Сегодня нет мероприятий!
Rambler's Top100