Головна

   Велика Радянська Енциклопедія

Сферична астрономія

   
 

Сферична астрономія, розділ астрометрії, який розробляє математичні методи розв'язання задач, пов'язаних з вивченням видимого розташування руху світил (зірок, Сонця, Місяця, планет, штучних небесних тіл і ін) на небесній сфері. Широко застосовується в різних областях астрономії. С. а. виникла в глибоку давнину і з'явилася першим кроком на шляху вивчення астрономічних явищ.

Основним поняттям С. а. є небесна сфера . Кожен напрямок на небесне світило в просторі зображується на сфері точкою, а площина - великим колом. Застосування небесної сфери дозволяє значно спростити математичні співвідношення між напрямками на небесні світила, зводячи складні просторові уявлення до більш простих фігурам на поверхні сфери; з цим пов'язано і сама назва "С. а.".

Для вивчення взаиморасположения і руху точок по небесній сфері на ній встановлюють системи координат. У С. а. вживаються горизонтальна, дві екваторіальні і екліптична системи координат (див. Небесні координати ). Встановлення зв'язку між різними системами координат проводиться за допомогою формул сферичної тригонометрії . Оскільки С. а. вивчає явища, пов'язані з видимим добовим обертанням небесного зводу (тобто видимі руху світил, обумовлені обертанням Землі), небесній сфері надають обертання навколо осі світу з В. на З. з кутовою швидкістю, що дорівнює швидкості обертання Землі. Така кінематична модель майже точно відтворює картину, яка спостерігається на небі з обертається Землі. Загальні співвідношення між горизонтальними і екваторіальними координатами дають можливість визначити час і азимут сходу і заходу небесних світил, моменти їх кульмінації, елонгації, положення світил в задані моменти часу та ін Одним із завдань С. а. є визначення умов, при яких дві відповідним чином вибрані зірки знаходяться на однаковій висоті. Це завдання має значення для визначення географічних координат точок земної поверхні з астрономічних спостережень.

Вимірювання часу. Однією з важливих завдань С. а. є встановлення теоретичних основ астрономічної системи рахунку часу . В С. а. розглядаються одиниці часу і зв'язок між ними. В основу виміру часу покладені природні періодичні явища - обертання Землі навколо своєї осі і звернення Землі навколо Сонця. Обертання визначає, залежно від обраної на небесній сфері основної точки (точка весняного рівнодення, Сонце), зіркові або сонячні добу . При відліку зоряної доби беруть до уваги, що точка весняного рівнодення внаслідок прецесії і нутації не зберігаються постійного положення на небесній сфері, а переміщається поступально, здійснюючи одночасно коливання щодо середнього положення. Для рахунку сонячних діб вводять поняття середнього Сонця - фіктивної точки, рівномірно рухається по екватору узгоджено зі складним видимим рухом істинного Сонця по екліптиці. Звернення Землі навколо Сонця визначає тропічний рік , величина якого, відповідна періоду зміни пір року, лежить в основі календаря . Так як тропічний рік не містить цілого числа середніх діб, то зміною величини календарного року (365 або 366 днів) домагаються того, щоб його середня тривалість за великий проміжок часу дорівнювала б тривалості тропічного року. В астрономії рахунок часу ведеться безпосередньо в тропічних роках, в календарних роках з середньою тривалістю 365, 25 доби або послідовним рахунком днів (так званий юліанський період ).

Координати небесних світил, одержувані безпосередньо зі спостережень, спотворені в результаті дії низки факторів. Насамперед самі координатні осі, пов'язані з віссю обертання Землі і спрямовані на точку весняного рівнодення, що не зберігають постійного напрямку, а обертаються внаслідок прецесії і нутації. Через аберації небесні світила видно на небесній сфері декілька зміщеними з тих місць, де вони були б у разі нерухомості Землі. Результати спостережень спотворюються також унаслідок рефракції ; необхідно враховувати при обробці спостережень і вплив паралакса . Для звільнення спостережуваних місць небесних світил від перерахованих спотворень і визначення їх в одній для всіх спостережень системі координат (в якості такої системи вибирають координатну систему, пов'язану з положенням осі обертання Землі, і точки весняного рівнодення в деякий фіксований момент, наприклад 1900.0 або 1950.0; см. Середнє місце зірки ) виникає необхідність у редукції (введенні поправок) координат світил, що враховують вплив прецесії, нутації, аберації, паралакса і рефракції. Спеціальні "редукційні величини "для врахування впливу прецесії, нутації і аберації, а також інші величини, необхідні для обробки астрономічних спостережень, публікуються в астрономічних щорічниках.

Прецессия і нутація. Внаслідок прецесії вісь Землі повільно (з періодом близько 26 000 років) змінює свій напрямок, описуючи поверхню конуса. На цей рух земної осі накладаються нутаціонние коливання (див. Нутація ). Вельми повільно змінює своє положення в просторі також і площина екліптики, з чим пов'язане переміщення точки весняного рівнодення, що служить початковою точкою відліку в ряді систем небесних координат. В результаті змінюються координати світил в екваторіальній і екліптичній системах небесних координат.

Аберація. Видимі положення зірок на небесній сфері відрізняються від їх істинних положень внаслідок аберації світла , що відбувається в результаті того, що спостерігач і небесне світило рухаються один щодо одного. Так, при спостереженнях зірок приймається в розрахунок рух спостерігача внаслідок звернення Землі навколо Сонця (річна аберація) і внаслідок її обертання (добова аберація). При спостереженнях штучних супутників Землі обчислюють також аберацію, обумовлену рухом супутника навколо Землі.

Параллакс. Оскільки спостерігач переміщається в просторі через обертання Землі і звернення її навколо Сонця, міняються і напрями на небесні світила. Для отримання порівнянних величин результати спостережень наводяться в першому випадку (при спостереженні тіл Сонячної системи) до центру Землі, а в другому випадку (при спостереженні зірок) - до центру Сонячної системи, тобто до Сонця. Величина параллактического зсуву залежить від відстані до небесного світила.

Рефракція. Внаслідок заломлення світла небесних світил в земній атмосфері світила здаються зміщеними в напрямку зеніту. Величина зміщення залежить від показника заломлення повітря (від температури, тиску тощо) і зенітної відстані світила. При спостереженнях близьких небесних світил (особливо для штучних супутників Землі) беруть до увагу також зміщення внаслідок рефракційного паралакса, обумовлені неоднаковим впливом рефракції на небесні світила, що знаходяться в одному напрямку від земного спостерігача, але на різних відстанях від нього.

Результати спостережень небесних світил можуть бути використані для практичних цілей - визначення географічних координат, азимутів і часу, а також для теоретичних досліджень та інших цілей - лише після звільнення їх від впливу всіх перерахованих спотворюють факторів. Для обчислення відповідних редукцій користуються так званими астрономічними постійними, тобто чисельними характеристиками описаних явищ. Визначення астрономічних постійних з даних астрономічних спостережень є завданням, що зв'язує С. а. з фундаментальною астрометрією і небесної механікою, а також з вивченням будови Землі. С. а. має широке і безпосереднє застосування в практичній астрономії. У предмет С. а. також входять питання, пов'язані з визначенням координат на поверхні тіл Сонячної системи, зокрема на поверхні Місяця, що вимагають обліку либрации Місяця . Остання проблема стала особливо актуальною з початком ери міжпланетних перельотів і висадкою космонавтів на Місяць. Крім того, в С. а. вивчаються способи обчислення сонячних і місячних затемнень, а також інших аналогічних явищ (покриттів зірок Місяцем, проходжень планет по диску Сонця і т. п.).

Літ .: Блажко С. Н., Курс сферичної астрономії, 2 вид., М., 1954; Редукційні обчислення в астрономії, в кн.: Астрономічний щорічник СРСР на 1941 р., М. - Л., 1940 (Додаток, с. 379-432); Казаков С. А., Курс сферичної астрономії, 2 вид., М.-Л., 1940; Куликов К. А., Курс сферичної астрономії, М., 1969 ; Загребин Д. В., Введення в астрометрію, М. - Л., 1966; Newcomb S., A compendium of spherical astronomy ..., NY-L., 1906; Chauvenet W., A manual of spherical and practical astronomy ..., 5 ed., v. 1, Phil., 1891.





Виберіть першу букву в назві статті:

а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я

Повний політерний каталог статей


 

Алфавітний каталог статей

  а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я
 


 
© 2014-2022  vre.pp.ua