БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (НЕ)

В горизонтальной системе основным кругом служит математический, или истинный, горизонт NESW ( рис. 1 ), полюсом — зенит Z места наблюдения. Для определения положения светила s проводят через него и Z большой круг, называется кругом высоты, или вертикалом, данного светила. Дуга Z s вертикала от зенита до светила называется его зенитным расстоянием z и является первой координатой; z может иметь любое значение от 0° (для зенита Z ) до 180° (для надира Z' ). Вместо z пользуются также высотой светила h, равной дуге круга высоты от горизонта до светила. Высота отсчитывается в обе стороны от горизонта от 0° до 90° и считается положительной, если светило находится над горизонтом, и отрицательной — если светило под горизонтом. При таком условии всегда справедливо соотношение z + h = 90°. Вторая координата — азимут А — есть дуга горизонта, отсчитываемая от точки севера N по направлению к востоку до вертикала данного светила (в астрометрии азимут часто отсчитывают от точки юга S к западу). Эта дуга NESM измеряет сферический угол при Z между небесным меридианом и вертикалом светила, равный двугранному углу между их плоскостями. Азимут может иметь любое значение от 0° до 360°. Существенной особенностью горизонтальной системы является её зависимость от места наблюдения, т.к. зенит и математический горизонт определяются направлением отвесной линии, различным в разных точках земной поверхности. Вследствие этого координаты даже весьма удалённого светила, наблюдаемого одновременно из разных мест земной поверхности, различны. В процессе движения по суточной параллели каждое светило дважды пересекает меридиан; прохождения его через меридиан называются кульминациями. В верхней кульминации z бывает наименьшим, в нижней — наибольшим. В этих пределах z изменяется в течение суток. Для светил, имеющих верхнюю кульминацию к югу от Z , азимут А в течение суток меняется от 0° до 360°. У светил же, кульминирующих между полюсом мира Р и Z, азимут изменяется в некоторых пределах, определяемых широтой места наблюдения и угловым расстоянием светила от полюса мира.

В первой экваториальной системе основным кругом служит небесный экватор Q ¡ Q’ ( рис. 2 ), полюсом — полюс мира Р , видимый из данного места. Для определения положения светила s проводят через него и Р большой круг, называемый часовым кругом, или кругом склонений. Дуга этого круга от экватора до светила есть первая координата — склонение светила d. Склонение отсчитывается от экватора в обе стороны от 0° до 90°, причём для светил Южном полушария d принимается отрицательным. Иногда вместо склонения берётся полярное расстояние р, равное дуге Р s круга склонений от Северного полюса до светила, которая может иметь любое значение от 0° до 180°, так что всегда справедливо соотношение: р + d = 90°. Вторая координата — часовой угол t — есть дуга экватора QM, отсчитываемая от расположенной над горизонтом точки Q пересечения его с небесным меридианом в направлении вращения небесной сферы до часового круга данного светила. Эта дуга соответствует сферическому углу при Р между направленной к точке юга дугой меридиана и часовым кругом светила. Часовой угол неподвижного светила изменяется в течение суток от 0° до 360°, тогда как склонение остаётся постоянным. Так как изменение часового угла пропорционально времени, то он служит мерой времени (см. Время ) , откуда и происходит его название. Часовой угол почти всегда выражают в часах, минутах и секундах времени так, что 24 чсоответствуют 360°, 1 чсоответствует 15° и т.д. Обе описанные системы — горизонтальная и первая экваториальная — называемые местными, так как координаты в них зависят от места наблюдения.

Вторая экваториальная система отличается от вышеописанной лишь второй координатой. Вместо часового угла в ней употребляется прямое восхождение светила a — дуга ¡ М небесного экватора, отсчитываемая от точки весеннего равноденствия ¡ в направлении, обратном вращению небесной сферы, до круга склонений данного светила ( рис. 2 ). Она измеряет сферический угол при Р между кругами склонений, проходящими через точку ¡ и данное светило. Обычно ее выражается в часах, минутах и секундах времени и может иметь любое значение от 0 чдо 24 ч. Так как точка ¡ участвует во вращении небесной сферы, то обе координаты достаточно удалённого и неподвижного светила в этой системе не зависят от места наблюдения.

В эклиптической системе основным кругом служит эклиптика Е ¡ E' ( рис. 3 ), полюсом — полюс эклиптики П. Для определения положения светила s проводят через него и точку П большой круг, называемый кругом широты данного светила. Его дуга от эклиптики до светила называется эклиптической, небесной или астрономической, широтой b, является первой координатой. Отсчитывается b от эклиптики в направлении к её Северному и Южному полюсам; в последнем случае её считают отрицательной. Вторая координата — эклиптическая, небесная или астрономическая, долгота l — дуга ¡ М эклиптики от точки ¡ до круга широты данного светила, отсчитываемая в направлении годичного движения Солнца. Она может иметь любое значение от 0° до 360°. Координаты b и l точек, связанных с небесной сферой, не меняются в течение суток и не зависят от места наблюдений.

В галактической системе основным кругом служит галактический экватор BDB' ( рис. 4 ), т. е. большой круг небесной сферы, параллельный плоскости симметрии видимого с Земли Млечного Пути, полюсом — полюс Г этого круга. Положение галактического экватора на небесной сфере может быть определено лишь приближённо. Обычно оно задаётся экваториальными координатами его Северного полюса, принимаемыми a = 12 ч49 ми d = +27,4° (для эпохи 1950,0). Для определения положения светила (проводят через него и точку Г большой круг, называемый кругом галактической широты. Дуга этого круга от галактического экватора до светила, называемого галактической широтой b, является первой координатой. Галактическая широта может иметь любое значение от +90° до —90°; при этом знак минус соответствует галактическим широтам светил того полушария, в котором находится Южный полюс мира. Вторая координата — галактическая долгота l — есть дуга DM галактического экватора, отсчитываемая от точки D пересечения его небесным экватором до круга галактической широты светила; галактическая долгота l отсчитывается в направлении возрастающих прямых восхождений и может иметь любое значение от 0° до 360°. Прямое восхождение точки D равно 18 ч49 м. Из наблюдений с помощью соответствующих инструментов определяют координаты первых трёх систем. Эклиптические и галактические координаты получаются путём вычислений из экваториальных.