|
 |
||
|
| Всі довідники: | Картографія | Геодезія | Астрономо-геодезія | Геоінформатика | GPS & ГЛОНАСС | ДЗЗ та фотограмметрія | Тлумачник |
| Партнери |
| Системи координат в астрономії |
|||||
|
Центр сфери може бути розташований в місці, де знаходиться спостерігач (топоцентрична система координат), в центрі Землі (геоцентрична), в центрі Сонця (геліоцентрична), в центрі Сонячної системи (барицентрична), в центрі якоїсь планети (планетоцентрична). Задається система небесних координат великим колом небесної сфери (чи його полюсом, що на 90˚ відстоїть від будь-якої точки цього кола) з позначенням на ньому початкової точки відліку однієї з координат. Велике коло, яким задається система координат, називається основним колом, а перпендикулярне йому коло, що проходить через початкову точку, - початковим колом. Залежно від обраного кола система небесних координат матиме назву горизонтальної, екваторіальної, екліптичної чи галактичної. Горизонтальна система небесних координат (рис. 1) використовує як основне коло математичний чи істинний горизонт NESW, а полюсом є зеніт Z місця спостереження.
Положення небесного тіла на сфері задається двома координатами z - зенітна відстань (або а - висота над горизонтом) та А - азимут. Зенітна відстань - довжина дуги ZT вертикалу від зеніту до небесного тіла. Зенітна відстань може приймати значення від 0˚ (для зеніта Z) до 180˚ (для надира Z'). Висота над горизонтом, що іноді використовується замість зенітної відстані, - довжина дуги MT вертикалу від горизонту до небесного тіла. Висота над горизонтом може мати значення від 0˚ до 90˚, якщо небесне тіло знаходиться над горизонтом, чи від 0˚ до -90˚, якщо небесне тіло знаходиться під горизонтом. Зенітна відстань та висота над горизонтом зв'язані між собою відношенням: Азимут - дуга горизонту, що визначається від точки півночі (N) за стрілкою годинника до вертикалу данного небесного тіла. Азимут може приймати значення від 0˚ до 360˚. Положення небесного тіла в горизонтальній системі координат залежить від місця спостереження. А оскільки і зеніт, і горизонт в різних точках поверхні будуть різними, то координати небесного тіла, що спостерігається в той самий час з двох різних точок, будуть різними. Горизонтальна система координат використовується для визначення за допомогою кутомірних інструментів напрямків на небесні тіла. Перша екваторіальна система небесних координат (рис. 2) як основне коло використовує небесний екватор QγQ', а полюсом є полюс світу P, який можна побачити з місця спостереження.
Положення небесного тіла на сфері задається за допомогою двох координат: схилення δ та часового кута H. Схилення δ небесного тіла - дуга MT великого кола, що проходить через полюс Р та небесне тіло Т та має назву кола схилень чи часового кола. Відлік схилення береться від екватора. Таким чином, схилення може приймати значення від 0˚ до 90˚ для небесних тіл у Північній півкулі та від 0˚ до -90˚ для небесних тіл у Південній півкулі. Замість схилення може також використовуватись полярна відстань ρ - дуга РТ великого кола. Відлік полярної відстані береться від полюсу Північної півкулі, тобто ρ може становити від 0˚ до 180˚. Полярна відстань та схилення зв'язані між собою відношенням: Часовий кут H - дуга екватору QM, що визначається від розташованої над горизонтом точки (Q) перетину екватору небесним меридіаном до точки (М) перетину екватору часовим колом. Часовий кут відповідає сферичному куту між направленою до півдня дугою меридіану та часовим кутом небесного тіла. Часовий кут нерухомого небесного тіла змінюється на протязі доби від 0˚ до 360˚. Назва "часовий кут" походить від того, що значення часового кута є справжньою мірою часу, оскільки його значення для нерухомого небесного тіла змінюється пропорційно часу доби. Часовий кут прийнято визначати не в градусних мірах, а в годинах, хвилинах та секундах. При цьому 360˚ дорівнює 24h. Перша екваторіальна система, подібно горизонтальній системі небесних координат, залежить від місця спостереження. Використовується перша екваторіальна система координат для визначення точного часу в точці спостереження. Друга екваторіальна система небесних координат (рис. 3) подібна до першої: вона так само використовує небесний екватор QγQ' як основне коло та полюс світу P, який можна побачити з місця спостереження. Але положення небесного тіла на сфері у другій екваторіальній системі задається за допомогою схилення δ (або полярної відстані ρ) та прямого сходження α.
Пряме сходження світила α - дуга γM небесного екватору, що визначається від точки весняного рівнодення γ до точки (М) перетину екватору часовим колом у напрямку, протилежному до напрямку обертання небесної сфери. Пряме сходження відповідає сферичному куту між часовим колом, що проходить через точку весняного рівнодення, та часовим колом даного небесного тіла. Пряме сходження, як і часовий кут, часто визначається не в градусах, а у годинах, хвилинах та секундах, і відповідно може мати значення від 0h до 24h. Схилення δ (або полярна відстань ρ) небесного тіла визначається так само, як і для першої екваторіальної системи. Оскільки точка весняного рівнодення γ бере участь у обертанні небесної сфери, то можна вважати, що для віддаленого та нерухомого небесного тіла його координати в другій екваторіальній системі небесних координат не залежать від місця спостереження. Тому друга екваторіальна система координат широко використовується для складання зоряних карт та каталогів. Для екліптичної системи небесних координат (рис.4) основним колом є екліптика EγE', а полюсом - полюс екліптики П. Положення небесного тіла в екліптичній системі визначається двома координатами: небесною широтою β та небесною довготою λ. Небесна широта та довгота називаються також екліптичними чи астрономічними.
Небесна широта β - дуга великого кола, що проходить через точку полюсу екліптики та небесне тіло. Відлік небесної широти беруть від екліптики до її північного або південного полюсу. Відповідно значення широти може приймати значення від 0˚ до 90˚ для небесних тіл, розташований у напрямку північного полюсу від екліптики, та від 0˚ до -90˚ для небесних тіл у південному напрямку. Небесна довгота λ - дуга γМ екліптики від точки весняного рівнодення γ до точки М перетину кола широти небесного тіла з екліптикою за напрямком річного руху Сонця. Небесна довгота може мати значення від 0˚ до 360˚. Небесна широта та довгота не залежать від місця спостереження та не змінюються на протязі доби. Екліптична система координат використовується при визначенні орбіт небесних тіл в теоретичній астрономії. В галактичній системі небесних координат (рис. 5) основним колом є галактичний екватор BΩB', а полюсом - полюс цього кола Г.
Галактичний екватор - велике коло небесної сфери, паралельне до площини симетрії Чумацького шляху, що можна бачити с Землі. Галактичний екватор задається екваторіальними координатами його Північного полюсу, що вважаються дорівнюючими α = 192° 15' (12h 49m) та δ = 27° 24' для епохи 1950. Довгота висхідного кута площини Галактики приймається дорівнюючою l0 = 33°. Положення небесного тіла в галактичній системі координат визначається широтою b та довготою l. Галактична широта b - кут між напрямком на небесне тіло та площиною екватору. Відлік галактичної широти беруть від площини галактичного екватору до північного або південного полюсу. Значення широти може приймати значення від 0˚ до 90˚ для небесних тіл, розташованих у північному напрямку від галактичного екватору, та від 0˚ до -90˚ для небесних тіл у південному напрямку. Галактична довгота l - кут в площині галактичного екватору. Відлік галактичної довготи береться від точки весняного рівнодення та може приймати значення від 0˚ до 360˚. Галактична система координат використовується для визначення положення певної зірки або скупчення зірок відносно інших зірок.
|
|||||
|
.
. Для нерухомого небесного тіла схилення є на протязі доби величиною незмінною.
|
Готуються до публікації:
|
||||||||||||||||||||||
|
|
Розділ:
Небесна сфера| Оголошення |
|
|||||||||||||
| GeoGuide, 2009-2025, [email protected] |