Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§3.1. Астрономические координаты

23 7

азимут и восточный, отсчитывая их от точки юга S от 0° до 180°. Геодезисты измеря-

ют азимуты от точки севера N в обе стороны, от 0° до 180°. Часто вместо высоты h

определяют ее дополнение до 90°, называемое зенитным расстоянием z светила.

В первой экваториальной системе координат (см. рис. 158) одной

координатой является склонение 8 — дуга круга склонения от экватора до светила.

Склонение считается положитель-

ным к северу и отрицательным —

к югу. Иногда употребляют поляр-

ное расстояние р, равное 90°

—

Второй координатой является угол

при полюсе (или соответственная

дуга экватора) между меридианом

и кругом склонения светила, назы-

ваемый часовым углом t. Он отсчи-

тывается от самой близкой к зениту

точки экватора к западу (т.е. в на-

правлении суточного движения не-

бесной сферы), от 0

до 24

. Из-

редка для удобства условно гово-

рят о восточном часовом угле точки

восхода светила и о западном часо-

вом угле точки захода либо говорят

в первом случае об отрицательном

часовом угле. При часовом угле,

равном нулю, светило пересекает

меридиан, как говорят, находится

в своей верхней кульминации. При

t = 12

звезда находится в нижней

кульминации. Момент верхней куль-

минации центра Солнца называет-

ся истинным полднем, момент ниж-

ней кульминации — истинной пол-

ночью. Нижнюю кульминацию мож-

но наблюдать только у светил, име-

ющих склонение 6 больше 90° -

<р

(рис. 158). У всех светил, имеющих

меньшие склонения, нижняя куль-

минация происходит под горизон-

том.

В астрономии часто употребляется параллактический треугольник (рис. 159). Он

имеет своими вершинами полюс Р, зенит Z и светило М. Угол ZMP называется

параллактическим углом.

Рис. 160 позволяет решить вопрос о звездах, не заходящих на данной северной

широте ip, и о звездах, недоступных наблюдению (не восходящих). Звезды, имеющие

склонение

^ 90° - tp не заходят, а звезды южного полушария, у которых склонение

6 ^

<р —

90°, недоступны для наблюдения. Через зенит проходят во время верхней

кульминации звезды, имеющие склонение

= tp.

Звезда, кульминирующая севернее зенита, изменяет свой азимут А лишь в не-

которых пределах. В какие-то моменты она достигает наибольшего удаления (наи-

большей элонгации или наибольшей дигрессии) от меридиана (к западу или к востоку).

Рис. 158. Линии и точки на небесной сфе-

ре (для упрощения показана лишь передняя по-

лусфера). Р — северный полюс мира, Р' — южный

полюс мира; РР' — ось мира; Z — зенит, Z' —

надир, N — точка севера, W — точка запада,

S — точка юга, Е — точка востока, NWSE — гори-

зонт, NS — полуденная линия, NPZS — меридиан,

RWQ — небесный экватор, М — светило, KMCL —

суточная параллель светила, К — точка верхней

кульминации светила, С — точка захода светила,

L — точка его нижней кульминации, ZMF — круг

высоты (вертикал) светила, ZM — зенитное рас-

стояние светила, FM — высота h светила, SF —

азимут А светила (дуга горизонта либо угол при

зените), РМН — круг склонения светила, НМ —

склонение 6, РМ — полярное расстояние р, QH —

часовой угол светила t (дуга экватора либо угол

при полюсе), Т — точка весеннего равноденствия,

РТ — колюр равноденствий, ТН — прямое восхо-

ждение а, ТQ — звездное время s, PN = ip —

высота полюса (равна широте места <р)

232 Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

Особый интерес представляют наибольшие элонгации околополярных звезд. Из па-

раллактического треугольника PMZ (рис. 159) следует, что в эти моменты для звезд

с координатами а и <5:

tga sin cos 6

cos t= , cosz= и sin a = •——,

tg 6 sin 6 cos ip

Рис. 159. Параллактический

треугольник

Рис.160. Проекция небесной

сферы на плоскость меридиана

откуда звездное время элонгаций

зап

t, S

водт

= Ot — t,

а азимуты

зап

= 180° - а, А

ост = 180° + а.

Рис. 161 дает представление о вращении небесного свода для мест земной

поверхности, находящихся на разных широтах (от северного до южного полюса).

Стрелками обозначено направление на северный полюс мира и направление враще-

ния небесной сферы. Плоскость горизонта места наблюдения везде заштрихована.

В южном полушарии Земли вращение небесного свода происходит «справа налево»,

к чему надо привыкнуть, попав в это полушарие.

z Z Z Z Z Z Z

Рис. 161. Вращение небесной сферы на различных широтах (вид с восточной стороны)

Зенитное расстояние светила в верхней кульминации равно z

— - 6, либо

6 — ip,

в зависимости оттого, на юг (S) или на север (N) от зенита кульминирует

светило. Если не учитывать рефракцию, а для Солнца и Луны не учитывать их

диаметры, то часовые углы t точек восхода и захода светил и их азимуты А

определяются по формулам

sin 6

cos t =

—

cos A— . (59)

cos ip

Азимуты: положительный для захода, отрицательный для восхода. Звездное

время: момента восхода s

= а - t, момента захода s

= а + t.

§3.1. Астрономические координаты

23 7

Точки восхода и захода светила (и, следовательно, время его пребывания

над горизонтом), а также высота в меридиане зависят только от широты места

наблюдения и от склонения светила.

Формула (59) является частным случаем (при г = 90°) более общей формулы,

определяющей часовой угол t светила, имеющего склонение 6 и наблюдаемого

в месте с широтой ip на зенитном расстоянии z:

cos t =

cos z

—

sin

sin 8

cos

cos 6

(60)

При известных у и 8 каждое измерение z светила может дать его часовой угол t

(с точностью до знака).

Широту места

<р

можно определить по измерениям z двух звезд с известными 6,

кульминирующими одна на юг, а другая на север от зенита:

z | + z

<5|

+ 6

<Р

= ——— +

у 2 2

(61)

Изменение полуденной высоты Солнца в течение года и изменение вида ночного

неба говорят нам, что положение Солнца среди звезд непрерывно меняется. Солнце

движется среди звезд со скоростью и Г в сутки навстречу суточному движению

небесной сферы (с запада на восток). Это является отражением обращения Земли

вокруг Солнца. Видимый путь Солнца среди звезд называется эклиптикой (от гречес-

кого слова эклейпсис — затмение, так как затмения Солнца могут происходить, когда

Луна оказывается вблизи эклиптики; см. раздел 4 этой главы и Приложение IV).

Эклиптика — большой круг небесной сферы, к которому в нашу эпоху экватор

наклонен на угол е = 23°27'. О видимом движении Солнца среди звезд см. с. 242.

Эклиптика и экватор пересекаются в двух точ-

ках. Точкой весеннего равноденствия называется та точка

пересечения эклиптики с небесным экватором, в кото-

рой центр Солнца около 21 марта переходит из южной

половины небесной сферы в северную; она обознача-

ется знаком Т (знак зодиакального созвездия Ari, где

находилась точка весеннего равноденствия во времена

Гиппарха). От точки весеннего равноденствия отсчи-

тываегся прямое восхождение а (а и 8 составляют

вторую систему экваториальных координат). Эта коор-

дината определяет положение круга склонения светила

относительно равноденственного колюра — круга скло-

нения, проходящего через точку весеннего равноден-

ствия (расположение равноденственного колюра отно-

сительно звезд показано схематически на рис. 162). Круг

склонений, проходящий через точки зимнего и летнего

солнцестояний, называется колюром солнцестояний.

Прямое восхождение выражается в часовой мере,

т.е. в часах, минутах и секундах, и отсчитывается вдоль

экватора в направлении, противоположном суточному

вращению небесной сферы, от 0

до 24

. Так как вслед-

ствие прецессии Т непрерывно смещается, необходимо всегда указывать год, к по-

ложению точки весеннего равноденствия в начале которого относятся координаты,

например, ai950,0. <5i950,0- В последние годы используется стандартная эпоха 2000,0.

т Полярная звезда

L-i

\ Кассиопея

И/

сс Андромеды

\ Пегое

"Г

Рис. 162. Способ прибли-

женного определения точки

весеннего равноденствия

234 Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

Она относится к 2000 году янв. l,5

= J. D. 2 451 545,0 (осчете

дней юлианского периода [J. D.] см. п. 5.8.2).

Рис. 163. К определе-

нию прямого восхожде-

ния Солнца

Экватор

Прямое восхождение какой-нибудь звезды можно опре-

делить, измерив склонение Солнца (днем) и определив точ-

ный момент кульминации звезды (ночью). Прямое восхо-

ждение Солнца в момент наблюдения вычислим из прямо-

угольного сферического треугольника (рис. 163) по формуле

tg<5

(

(62)

sin а

tge

где е — наклон эклиптики к экватору. Разность моментов наблюдения звезды

и Солнца даст разность их прямых восхождений. Прибавив к этой разности вы-

численное прямое восхождение Солнца (с учетом его изменения за промежуток

времени между дневным и ночным наблюдениями), получим прямое восхождение

звезды. Это — схема абсолютных определений прямых восхождений звезд.

В последние годы от экваториальной системой координат в ее старом виде

пришлось отказаться. Дело в том, что основные направления экваториальной си-

стемы не остаются неизменными: ось вращения Земли и плоскость земной орбиты

медленно меняют ориентацию. Поэтому экваториальные координаты звезд тоже

медленно изменяются, даже если сами звезды неподвижны. В последние десятиле-

тия экваториальную систему «привязывали» к самим звездам. Но и это оказалось

плохо, ведь некоторые звезды имеют заметное движение. Стремясь построить «иде-

альную» систему координат, астрономы решили связать ее с такими небесными

телами, которые можно считать неподвижными. Это квазары, самые удаленные

небесные объекты. Их видимые перемещения на небесной сфере пренебрежимо

малы. К тому же, квазары излучают радиоволны, поэтому их можно наблюдать

радиоинтерферометрами, у которых точность измерения углов чрезвычайно высока.

Современная стандартная система координат внешне похожа на экваториаль-

ную, но уже не связана с вращением Земли вокруг оси и ее движением вокруг

Солнца. Хотя координаты в стандартной системе называются так же: прямое вос-

хождение и склонение. Чтобы сделать переход к новой системе «безболезненным»,

астрономы постарались, чтобы стандартная и экваториальная системы были близки

хотя бы в наше время. Поэтому стандартная система и экваториальная система эпо-

хи J2000 (т.е. начала юлианского 2000 г.) почти в точности совпадают. Официальное

название новой системы — International Celestial Reference System (международная

небесная система отсчета), сокращенно ICRS.

Координатная сетка новой стандартной системы уже не будет «ездить по небу»

из-за прецессии. Координаты далеких объектов, неподвижных (по угловым коор-

динатам) относительно квазаров, в этой системе не будут меняться. Поэтому уже

не нужно будет несколько раз в столетие переписывать каталоги звезд и перерисовы-

вать карты неба, чтобы учесть смещение сетки экваториальных координат. Однако,

останется одно важное обстоятельство, про которое нужно помнить, поднимаясь

в башню телескопа. Сам телескоп привязан к Земле; его полярная ось остается

параллельной земной оси, которая испытывает прецессию. Поэтому, наводя те-

лескоп на звезду, т. е. отыскивая видимое место звезды на небе, нужно вводить

поправку за прецессию телескопа, равно как и все прочие стандартные поправки —

за нутацию, за годичную аберрацию, за атмосферную рефракцию.

Если принять за основную плоскость системы сферических координат эклипти-

ку, то мы получим эклиптическую систему координат, в которой положение светила

§3.1. Астрономические координаты

23 7

центр Галактики, £ — угол наклона эклиптики к экватору, I — галактическая долгота, Ь —

галактическая широта светила

определяется астрономической долготой А и астрономической широтой /3 (рис. 164).

Долгота А отсчитывается вдоль эклиптики от точки весеннего равноденствия в на-

правлении возрастания а до точки пересечения эклиптики с кругом широты светила

и выражается в градусах. Широта /3 отсчитывается по кругу широты в обе стороны

от эклиптики от 0° до ±90°. Северный полюс эклиптики имеет экваториальные

координаты а = 18

= +66,5° и находится в созвездии Dra; южный полюс имеет

координаты а = 6

и <5 = -66,5° — созвездие Dor. Эклиптические координаты

широко применяются при исследовании движений в Солнечной системе.

В зависимости от положения центра небесной сферы мы получаем топоцентри-

ческие (начало координат в месте наблюдения), геоцентрические (начало координат

в центре Земли) либо гелиоцентрические (начало координат в центре Солнца) ко-

ординаты. Если поместить центр небесной сферы в центр какой-нибудь планеты,

получим планетоцентрические координаты.

Система галактических координат (рис. 164) имеет своей основной плос-

костью плоскость, параллельную средней плоскости Млечного Пути — так назы-

ваемую плоскость Галактики, которая пересекается с небесной сферой под углом

в 62,6° к плоскости небесного экватора. Галактическая долгота I отсчитывается

вдоль галактического экватора от круга широты центра Галактики

* в направлении

возрастания прямых восхождений и выражается в градусах. Галактическая широ-

та Ъ отсчитывается от галактического экватора в обе стороны до ±90°. Северный

полюс Галактики имеет экваториальные координаты «2000 = 12

= 192,86°,

<52000 = 27°07'42" (созвездие Com). Южный полюс находится в Scl.

Галактические координаты широко используются в звездной астрономии.

'' Кругом широты называется большой круг небесной сферы, проходящий через светило и полюсы

эклиптики.

Строго говоря, центр Галактики находится в 30" от этого начального круга галактических широт,

который отстоит на 123,00° от круга, проходящего через полюс мира 1950,0. В самом центре Галактики

находится интенсивный радиоисточник малых угловых размеров Sgr А.

236

Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

Положение центра Галактики (J" = 0°, 6" = 0°) в старой системе соответствует

координатам 0 = 327,69°, = —1,40° (Sgr). Его экваториальные координаты 2000,0

агц.

. = 17

45,6

= 266°24'; <5

. = -28°5б'.

До 1958 г. принимались координаты полюса Галактики ai

oo = 12

, (5|

0 =

+28° и а^о = I2

42,5

, 61950 = +27,7°, а галактические долготы отсчитывались

от восходящего узла Млечного Пути (а = 18

) [они стали обозначаться /', Ь

тогда как новые координаты — i", 6", либо (с 1970 г.) вовсе без значков — I, 6].

3.1.2. Переходы между астрономическими

системами координат

а) Горизонтальные (А, h) <=> экваториальные (а, <5):

cos 8 sin t = cos h sin A,

sin 8 = sin h sin

<p —

cos h cos A cos ip,

cos 6 cos t = cos h cos A sin

+ sin h cos ip,

sin h = sin 8 sin

+ cos 6 cos t cos ip,

cos h cos A = cos 8 cos t sin

- sin 6 cos tp,

где

— широта наблюдателя, а часовой угол светила t связан с местным звездным

временем s соотношением t = s

—

а.

б) Экваториальные (а, 8) эклиптические (А, /3):

cos a cos 8 — cos

cos /3,

sin 8

—

sin

cos e + sin

cos

sin e,

sin a cos

= sin

cos

cos e

—

sin

sin e,

sin

= sin 8 cos e - sin a cos 8 sin e,

sin

cos

= sin a cos

cos e + sin

sin e,

где £ — наклон эклиптики к экватору (23°26'25" для эпохи 2000,0).

в) Экваториальные (а, 8) галактические (I, b):

cos

cos (I

—

Iq)

—

cos 8 sin (a

—

«G),

sin 6 = sin 8 sin 8q + cos 8 cos (a

—

ag) cos 8q,

cos

sin (I

—

Iq) = sin 8 cos 8q

—

cos 8 cos (a - ac) sin 8q,

sin 8 = sin

sin 8q + cos

sin (I - Iq) COS 8g,

COS 8 cos (a

—

аа) = sin

cos 8q

—

cos

sin (I - I

) sin 8q,

где ас и 8q — координаты северного полюса Галактики, а Iq — долгота вос-

ходящего узла галактической плоскости. Для эпохи 2000,0 их значения таковы:

= 12

26,28

= 192,85948°; 8

= +27°07'41,7" = +27,12825°; = 32,93192°.

3.1.3. Рефракция

При всех наблюдениях, связанных с точным измерением зенитных расстояний, надо

учитывать влияние преломления света в земной атмосфере — рефракцию, о которой

было известно еще во времена Птолемея. Вследствие рефракции зенитное расстояние

§3.1. Астрономические координаты

23 7

Зенит

светила уменьшается (рис. 165), т.е. светило приподнимается над горизонтом. Угол

рефракции зависит от зенитного расстояния светила, он возрастает с увеличением z.

При z — 90°, т. е. у горизонта, мы имеем горизонтальную рефракцию. Ее при-

нимают приблизительно равной 35',

хотя в каждом месте истинное ее

значение может меняться в зависи-

мости от местных и метеорологиче-

ских условий. При сильных верти-

кальных и горизонтальных переме-

щениях воздушных масс разной тем-

пературы и плотности рефракция не-

прерывно меняется, следствием чего

является мерцание звезд и неспокой-

ные изображения планет и деталей

Солнца и Луны в телескопе.

Рис. 165. Влияние атмосферной рефракции (схе- До Z — 70° МОЖНО принять, ЧТО

матический рисунок). Светило S, находится под рефракция R меняется пропорцио-

горизонтом, но вследствие рефракции мы видим наЛЬНО Тангенсу ВИДИМОГО ЗеНИТНОГО

его над горизонтом по направлению s',; светило S _„„„,.„„,,.,„.

, pdLC

IОЯН ИЯ .

мы видим по направлению s

Горизонт

Земля

где число 58,2" есть коэффициент так

называемой средней рефракции (он ра-

вен рефракции при г = 45°), при

вычислении которого принимаются

за нормальные условия атмосферное

давление В = 760 мм и температура

t = +10 °С. Табл.69 дает рефракцию

для этих условий при всех z. По дан-

ным этой таблицы можно составить

график, с которого снимают значе-

ния R для нужных значений z.

Так как преломление света зави-

сит от плотности воздуха, то для бо-

лее точного вычисления рефракции

надо учесть барометрическое давле-

ние В и температуру t°. Значение

рефракции меняется приблизитель-

но на —0,36 % на каждый кельвин

и на 0,14% на 1 мм давления.

Табл.70 и 71 дают поправки на

температуру и давление при R < 6'.

Точный учет рефракции является

сложной задачей, для решения кото-

рой специально составлены подроб-

ные таблицы. Наиболее употреби-

тельными являются Пулковские та-

блицы средней рефракции. Рефракция радиоволн сантиметрового и дециметрового

диапазонов приблизительно в 1,55 раза больше рефракции оптических лучей.

Рис. 166. К увеличению продолжительности дня

вследствие рефракции: 1 — истинный путь сол-

нечного диска, 2 — истинный путь верхнего края

диска, 3 — видимый путь центра диска, 4 —

видимый путь верхнего края диска

238

Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

\я\Ф\м\А\м\и\и\д\с\о\нХШ\

||||||||м||шшшт|!||шш1ш11ши11111ш11111№шш11ш»тш111111 ишиниши

12/'

15*

е*

<р =90°

> м

/У И

И /1 с

/Ам

fi*

le"

12?_

12*

День

НН

ffOVb

Ашрономг/чесше

сумеет

Гражданств суме/жи

Рис. 167. Моменты местного среднего вре-

мени начала и конца (а отсюда и продолжи-

тельность) дня, ночи, гражданских и астроно-

мических сумерек в северном полушарии Зем-

ли от экватора (у? = 0°) до полюса [ip = 90°)

Следствиями рефракции являются

и увеличение продолжительности поляр-

ного дня в северных широтах и искажение

формы дисков Солнца и Луны у горизон-

та при их восходе и заходе (рис. 166).

Чтобы узнать с приемлемой точно-

стью продолжительность дня от восхода

верхнего края Солнца до его захода с уче-

том рефракции на горизонте, углового

радиуса Солнца и суточного параллакса

светила, надо к 1

, вычисленному по фор-

муле (59), прибавить поправку

Д t = -

d sec

<р

sec

15 sin

<о

(64)

где d — p - R

—

q (в минутах дуги), p —

параллакс, R ~ 16' — радиус диска для

Солнца и Луны, q = 35' — горизонталь-

ная рефракция. Величина d/15 равна 2,З

для звезд (р принимается равным нулю),

3,4

для Солнца (р

= 8,8") и от -0,2

до +0,7

для Луны (параллакс Луны р^

меняется от 54' до 62').

Таким образом, t = t

+ At. Сумма

двух часовых углов дает полную продол-

жительность дня.

Достаточно точные азимуты точек

восхода и захода с учетом рефракции

и т. д. также получим, используя по-

правку: А = А

+ АА, где cos А

—

sin 5/ cos 93; см. формулу (59), и по-

правка

cos 6

Для точных вычислений используют сле-

дующие формулы:

cos t =

sin А =

sin d

—

sin

sin 6

cos

cos 6

sin t cos 6

cos d

3.1.4. Сумерки

Действительная продолжительность дня определяется появлением и исчезновением

на уровне горизонта верхнего края Солнца. Сложнее определение понятия ночи,

так как между днем и ночью длятся более или менее продолжительные вечерние

и утренние сумерки. Находясь под горизонтом Солнце освещает земную атмосферу,

а рассеянные ею лучи создают сумеречное освещение.

§3.2. Измерение времени

239

Продолжительность сумерек зависит от широты места наблюдения и от склоне-

ния Солнца. Различают сумерки гражданские и астрономические. В морском и речном

деле, кроме того, различают навигационные сумерки. Конец вечерних гражданских

сумерек определяется необходимостью включения искусственного освещения для

безопасности уличного движения. Это совпадает с погружением Солнца под гори-

зонт на 6°. Когда Солнце опустится под горизонт ниже, чем на 12°, нельзя уже

ориентироваться на воде без сигнальных огней. При погружении Солнца на 18° под

горизонт наступает конец астрономических сумерек, характеризующийся резким

увеличением видимости слабых звезд и исчезновением в спектре неба непрерыв-

ного свечения и фраунгоферовых линий. Продолжительность сумерек At можно

вычислить по формуле

sin h

- sin

<р

sin 6

cos (t

+ At) = - , (65)

cos

0®

где t

— часовой угол точки восхода или заката (без учета рефракции и т.д.),

a h

= -6° для гражданских и -18° для астрономических сумерек. В тех широтах, где

зенитное расстояние центра Солнца в нижней кульминации меньше 108° (но больше

чем 90°52'), сумерки длятся «всю ночь» (так бывает, например, во время «белых

ночей» в июне-июле в Санкт-Петербурге).

В астрономических ежегодниках помещены подробные таблицы, по которым

можно точно определить моменты начала и конца сумерек. Рис. 167, который можно

составить в любом масштабе для любой широты, позволяет ориентироваться при

составлении программы наблюдений.

Проблема сумерек является, в сущности, проблемой освещенности. При безо-

блачном небе в конце гражданских сумерек освещенность горизонтальной поверх-

ности равна 0,1 люкса, в конце навигационных сумерек — 0,006 люкса, в конце

астрономических — 0,0006 люкса. С этой точки зрения наличие облачности и лунное

освещение влияют на моменты наступления и на продолжительность сумерек.

§3.2. Измерение времени

Объективно существующий мир представляет собой нерасторжимое единство дви-

жущейся материи, времени и пространства. Время и пространство с необходимостью

определены, порождены самим бытием материи.

Два века назад это очень доходчиво и наглядно было выражено в «Спб 1816,

карманном Месяцеслове на лето от P. X.1816». «Пространство и время — два

понятия, которые хотя и не принадлежат к яснейшим, однако распространяют свет

одно на другое. Без первого не можно представить никакого действия, без второго —

никакой перемены, без обоих — никакого движения. Человеку нужно пространство

для его существования, а время для действия».

Таким образом, нет пространства и времени без движущейся материи. Иначе,

все сказанное афористически выражают словами: пространство и время суть формы

существования материи.

Время в жизни человеческого общества, в естествознании, в точных науках

является измеряемой величиной, определяющей последовательность событий, про-

межутки между ними и скорость течения различных процессов. Изучение явлений

природы, протекающих во времени, требует специального внимания к вопросам

240

Глава 3. Краткие сведения из общей астрономии

измерения времени

'. Равномерное (в первом приближении) вращение небесного

свода, отражающее вращение земного шара вокруг своей оси, дало первую осно-

ву для измерения времени. Различные способы выражения промежутков времени,

рассмотренные ниже, являются лишь разными системами счета времени.

3.2.1. Звездное время

Наблюдение суточного вращения звездного неба приводит к понятию звездного

времени. Звездными сутками называется промежуток времени между двумя последо-

вательными одноименными (например, верхними) кульминациями точки весеннего

равноденствия. Звездные сутки начинаются в момент ее верхней кульминации.

Звездное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия.

Как легко видеть на рис. 168, представляющем со-

бой проекцию северного полушария небесной сферы

на плоскость небесного экватора, для каждого светила

справедливо соотношение

s-a + t. (66)

Отсюда получаем, что звездное время чи-

сленно равно прямому восхождению светил,

находящихся в верхней кульминации (когда

t = 0). Это дает способ определения поправки часов, иду-

щих по звездному времени (звездных часов), путем на-

блюдения моментов кульминации звезде известными а.

Для приближенного определения звездного време-

ни в какой-нибудь момент среднего времени служит

номограмма М.С.Зверева (Приложение VIII). Она да-

ет возможность ориентироваться в том, какие звезды

кульминируют в данный момент, и по звездной карте

определить ожидаемый вид звездного неба.

Вследствие прецессии положение точки Т не остается неизменным: она мед-

ленно перемещается вдоль эклиптики к западу на 50,29" в год или на 0,138" = 0,0092

в сутки. В проекции на небесный экватор (х cos 23,5°) это дает 0,0084

в сутки.

На эту величину звездные сутки короче периода вращения Земли. Помимо того,

длина звездных суток не постоянна, а периодически меняется вследствие нутации,

также смещающей Т. Поэтому в специальных астрономических работах приходится

иногда вводить, по аналогии с истинным и средним солнечным временами, понятия

истинного и среднего звездных времен. Среднее звездное время определяется поло-

жением средней точки весеннего равноденствия, движущейся равномерно вдоль

экватора, в то время как истинная точка весеннего равноденствия будет определять

истинное звездное время.

Повышение точности хранения времени позволило обнаружить, что само враще-

ние земного шара происходит не так идеально равномерно, как это предполагалось

до сих пор.

Во вращении Земли можно выделить три основные неравномерности:

1) вековое замедление вследствие приливного трения (сутки увеличиваются

на 0,002 секунды в столетие);

''Особое внимание читателей обращаем на прекрасную во всех отношениях книгу В.Демидова

«Время, хранимое как драгоценность».

Рис. 168. Проекция небес-

ной сферы но плоскость эква-

тора. Звездное время s равно

прямому восхождению свети-

ла а плюс его часовой угол t