Михаил Постников - Критическое исследование хронологии древнего мира. Античность. Том 1

Прохождение светила через меридиан при суточном вращении называется его кульминацией. Если светило кульминирует к югу от северного полюса мира, кульминация называется верхней ; в противном случае — нижней.

Период времени, равный 24 часам звездного времени, т.е. время между двумя последовательными верхними кульминациями какой–нибудь звезды (мы пренебрегаем здесь собственными движениями звезд), называется звездными сутками. Время возвращения Солнца в его годовом движении по небесной сфере к какой–нибудь звезде (т.е. период обращения Земли по орбите) называется звездным (или сидерическим) годом. Он короче тропического года на 20 мин.

Полярное расстояние незаходящей звезды равно полуразности ее зенитных расстояний в кульминациях. Поэтому наблюдение кульминаций позволяет определить склонение незаходящих звезд. Для любой звезды сумма склонения, зенитного расстояния в нижней кульминации и географической широты места наблюдения равна 180°. Поэтому из наблюдений незаходящих (лучше всего околополярных) звезд можно определить широту места, после чего для вычисления склонения произвольной звезды достаточно измерить ее зенитное расстояние в любой кульминации. Таким образом, для определения склонений звезд достаточно уметь измерять их зенитные расстояния « кульминациях, что без труда осуществляется простейшими угломерными инструментами, неподвижно закрепленными в плоскости меридиана (если, конечно, не требовать большой точности),

Если прямые восхождения отсчитываются не от точки весны, а от какой–нибудь яркой звезды (как это и было на заре астрономии), то для определения прямого нисхождения любого светила достаточно часов, поскольку оно равно разности момента кульминаций светила и момента кульминаций «начальной» звезды. Но при отсчете прямого восхождения от точки весны, не отмеченной на небесной сфере никакой яркой звездой, приходится для их измерения поступать довольно сложным образом. Можно, например, измеряя меридианные зенитные расстояния Солнца, найти его склонение. Оно непрерывно изменяется, достигая максимума в период солнцестояний. Поскольку этот максимум равен наклону эклиптики к экватору, мы тем самым, в частности, найдем и этот наклон. Но, зная наклон эклиптики к экватору и склонение Солнца, можно, решая соответствующий сферический треугольник, найти и прямое восхождение Солнца. После этого остается принять Солнце за «начальную» звезду. Поскольку наблюдения Солнца сложны с технической стороны и недостаточно точны, для определения точки весны привлекаются наблюдения других тел Солнечной системы, в частности малых планет.

Во всяком случае, мы видим, что основой измерения обеих экваториальных координат (склонения и прямого восхождения) являются наблюдения звезд в кульминациях. Для этого требуются только достаточно точный угломерный инструмент (для измерения зенитных расстояний) и точные часы (для измерения момента кульминации).

На измерение зенитных расстояний вредное влияние оказывает рефракция (преломление лучей в атмосфере Земли). Ошибка рефракции может достигать 0,5°.

Вместо экваториальных координат, иногда удобнее с помощью инструментов типа теодолита или астролябии получать непосредственно из наблюдений горизонтальные координаты светил (на азимут рефракция не влияет), которые можно по формулам сферической тригонометрии пересчитать, зная точное время наблюдений, в склонение и прямое восхождение.

Эклиптические координаты в настоящее время находят не из наблюдений, а вычисляют по экваториальным. Однако прежде их также находили из наблюдений: например, сохранились так называемые армиллярные сферы, принадлежащие Тихо Браге, с помощью которых он непосредственно отсчитывал долготы и широты светил. Однако этим путем получаются значительно худшие по точности результаты.

Эклиптические координаты полезны при изучении движения планет, для светил же, не имеющих собственного движения вокруг Солнца (звезд), они неудобны (как с теоретической, так и с практической, наблюдательной, точки зрения). Именно поэтому все современные астрономические таблицы используют экваториальные координаты.

Однако экваториальные координаты имеют один существенный, не столько практический, сколько теоретический дефект: они медленно, но довольно заметно изменяются со временем. Это изменение вызвано так называемой прецессией земной оси, состоящей в том, что она не остается неподвижной, а движется по некоторому конусу (Это — хорошо известное движение волчка.) Прецессия оси очень медленная: один оборот продолжается около 26 тыс. лет. Прецессия не меняет наклона земной оси к плоскости орбиты. Поэтому в результате прецессии полюс мира за 26 тыс. лет описывает окружность с центром в полюсе эклиптики, имеющую радиус приблизительно в 23,5°. Как мы уже отмечали, в настоящее время полюс мира находится около альфы Малой Медведицы (Полярной звезды), а 4 тыс. лет назад ближайшей к полюсу звездой была альфа Дракона, через 12 тыс. лет Полярной звездой сделается Вега (альфа Лиры).

Поскольку прецессирует полюс мира, то прецессирует и экваториальная плоскость (по отношению к эклиптикальной), что выражается в медленном перемещении точек равноденствия среди звезд к западу. С начала нашей эры. например, точка весеннего равноденствия передвинулась из созвездия Овна в созвездие Рыб. Величина этого дрейфа составляет полных 360° в 26 тыс. лет, следовательно, в год равноденственные точки передвигаются приблизительно на 50,2» (и на 1.393° в век) Эта величина называется общей годовой прецессией.

Так как точка весеннего равноденствия служит началом отсчета в экваториальной системе координат, то вследствие ее движения прямые восхождения и склонения меняются. Это вызывает очень медленное изменение вида звездного неба. Так, через несколько тысяч лет Орион и Сириус опустятся вниз, и появится невидимый сейчас в Европе Южный Крест.

Так как движение точек равноденствия направлено навстречу годичному движению Солнца, то Солнце вступает в эти точки каждый год немного раньше, чем если бы они были неподвижны. Это вызывает предварение равноденствий, т.е. более раннее наступление равноденствий. Поэтому тропический год и короче звездного года на 20 минут; именно сколько времени нужно пройти Солнцу, передвигающемуся к востоку на 1° в сутки, чтобы пройти дополнительные 50,2». Этот дрейф тропического года относительно звездного года также называется прецессией.

На практике при измерении длительных промежутков времени мы пользуемся тем или иным календарем. Соответствующий календарный год необходимо расходится с тропическим годом. Это расхождение, сложенное с расхождением тропического года относительно звездного года, т.е. расхождение календарного года со звездным, называется прецессией календаря.. Ее можно измерять либо в градусах, либо в сутках