Как найти небесную сферу

Точки и линии небесной сферы — как найти альмукантарат, где проходит небесный экватор, что представляет собой небесный меридиан.

Что представляет собой Небесная сфера

Небесная сфера – абстрактное понятие, воображаемая сфера бесконечно большого радиуса, центром которой является наблюдатель. При этом центр небесной сферы как бы находится на уровне глаз наблюдателя (иными словами, все что вы вы видите над головой от горизонта до горизонта – и есть эта самая сфера). Впрочем, для простоты восприятия, можно считать центром небесной сферы и центр Земли, никакой ошибки в этом нет. Положения звезд, планет, Солнца и Луны на сферу наносят в таком положении, в каком они видны на небе в определенный момент времени из данной точки нахождения наблюдателя.

Иными словами, хотя наблюдая положение светил на небесной сфере, мы, находясь в разных местах планеты, постоянно будем видеть несколько различную картину, зная принципы “работы” небесной сферы, взглянув на ночное небо мы без труда сможем сориентироваться на местности пользуясь простой техникой. Зная вид над головой в точке А, мы сравним его в с видом неба в точке Б, и по отклонениям знакомых ориентиров, сможем понять где именно находимся сейчас.

Люди давно уже придумали целый ряд инструментов облегчающих нашу задачу. Если ориентироваться по “земному” глобусу просто с помощью широты и долготы, то целый ряд подобных элементов – точек и линий, предусмотрен и для “небесного” глобуса – небесной сферы.

Элементы небесной сферы

Небесная сфера имеет ряд характерных точек, линий и кругов, рассмотрим основные элементы небесной сферы.

Вертикаль наблюдателя — прямая, проходящая через центр небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в точке наблюдателя. Зенит  — точка пересечения вертикали наблюдателя с небесной сферой, расположенная над головой наблюдателя. Надир  — точка пересечения вертикали наблюдателя с небесной сферой, противоположная зениту.

Истинный горизонт — большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна к вертикали наблюдателя. Истинный горизонт делит небесную сферу на две части: надгоризонтную полусферу, в которой расположен зенит, и подгоризонтную полусферу, в которой расположен надир.

Ось мира (Земная ось) — прямая, вокруг которой происходит видимое суточное вращение небесной сферы. Ось мира параллельна оси вращения Земли, а для наблюдателя, находящегося на одном из полюсов Земли, она совпадает с осью вращения Земли. Видимое суточное вращение небесной сферы является отражением действительного суточного вращения Земли вокруг своей оси. Полюсы мира —точки пересечения оси мира с небесной сферой. Полюс мира, находящийся в области созвездия Малой Медведицы, называется Северным полюсом мира, а противоположный полюс называется Южным полюсом.

Небесный экватор — большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна к оси мира. Плоскость небесного экватора делит небесную сферу на северную полусферу, в которой расположен Северный полюс мира, и южную полусферу, в которой расположен Южный полюс мира.

Небесный меридиан, или меридиан наблюдателя — большой круг на небесной сфере, проходящий через полюсы мира, зенит и надир. Он совпадает с плоскостью земного меридиана наблюдателя и делит небесную сферу на восточную и западную полусферы.

Точки севера и юга — точки пересечения небесного меридиана с истинным горизонтом. Точка, ближайшая к Северному полюсу мира, называется точкой севера истинного горизонта С, а точка, ближайшая к Южному полюсу мира, — точкой юга Ю. Точки востока и запада — точки пересечения небесного экватора с истинным горизонтом.

Полуденная линия — прямая линия в плоскости истинного горизонта, соединяющая точки севера и юга. Полуденной называется эта линия потому, что в полдень по местному истинному солнечному времени тень от вертикального шеста совпадает с этой линией, т. е. с истинным меридианом данной точки.

Южная и северная точки небесного экватора — точки пересечения небесного меридиана с небесным экватором. Точка, ближайшая к южной точке горизонта, называется точкой юга небесного экватора, а точка, ближайшая к северной точке горизонта, — точкой севера небесного экватора.

Вертикал светила, или круг высоты,  — большой круг на небесной сфере, проходящий через зенит, надир и светило. Первый вертикал — вертикал, проходящий через точки востока и запада.

Круг склонения, или часовой круг светила, — большой круг на небесной сфере, проходящий через полюсы мира и светило.

Суточная параллель светила — малый круг на небесной сфере, проведенный через светило параллельно плоскости небесного экватора. Видимое суточное движение светил происходит по суточным параллелям.

Альмукантарат светила — малый круг на небесной сфере, проведенный через светило параллельно плоскости истинного горизонта.

Все отмеченные выше элементы небесной сферы активно используются для решения практических задач ориентирования в пространстве и определения положения светил. В зависимости от целей и условий измерения применяют две отличающиеся системы сферических небесных координат.

В одной системе светило ориентируют относительно истинного горизонта и называют эту систему горизонтальной системой координат, а в другой — относительно небесного экватора и называют экваториальной системой координат.

В каждой из этих систем положение светила на небесной сфере определяется двумя угловыми величинами подобно тому, как при помощи широты и долготы определяется положение точек на поверхности Земли.

---

источник: по книге “Авиационная астрономия”

From Wikipedia, the free encyclopedia

In astronomy and navigation, the celestial sphere is an abstract sphere that has an arbitrarily large radius and is concentric to Earth. All objects in the sky can be conceived as being projected upon the inner surface of the celestial sphere, which may be centered on Earth or the observer. If centered on the observer, half of the sphere would resemble a hemispherical screen over the observing location.

The celestial sphere is a conceptual tool used in spherical astronomy to specify the position of an object in the sky without consideration of its linear distance from the observer. The celestial equator divides the celestial sphere into northern and southern hemispheres.

Introduction[edit]

Because astronomical objects are at such remote distances, casual observation of the sky offers no information on their actual distances. All celestial objects seem equally far away, as if fixed onto the inside of a sphere with a large but unknown radius,^[1]
which appears to rotate westward overhead; meanwhile, Earth underfoot seems to remain still. For purposes of spherical astronomy, which is concerned only with the directions to celestial objects, it makes no difference if this is actually the case or if it is Earth that is rotating while the celestial sphere is stationary.

The celestial sphere can be considered to be infinite in radius. This means any point within it, including that occupied by the observer, can be considered the center. It also means that all parallel lines, be they millimetres apart or across the Solar System from each other, will seem to intersect the sphere at a single point, analogous to the vanishing point of graphical perspective.^[2]
All parallel planes will seem to intersect the sphere in a coincident great circle^[3] (a «vanishing circle»).

Conversely, observers looking toward the same point on an infinite-radius celestial sphere will be looking along parallel lines, and observers looking toward the same great circle, along parallel planes. On an infinite-radius celestial sphere, all observers see the same things in the same direction.

For some objects, this is over-simplified. Objects which are relatively near to the observer (for instance, the Moon) will seem to change position against the distant celestial sphere if the observer moves far enough, say, from one side of planet Earth to the other. This effect, known as parallax, can be represented as a small offset from a mean position. The celestial sphere can be considered to be centered at the Earth’s center, the Sun’s center, or any other convenient location, and offsets from positions referred to these centers can be calculated.^[4]

In this way, astronomers can predict geocentric or heliocentric positions of objects on the celestial sphere, without the need to calculate the individual geometry of any particular observer, and the utility of the celestial sphere is maintained. Individual observers can work out their own small offsets from the mean positions, if necessary. In many cases in astronomy, the offsets are insignificant.

The celestial sphere can thus be thought of as a kind of astronomical shorthand, and is applied very frequently by astronomers. For instance, the Astronomical Almanac for 2010 lists the apparent geocentric position of the Moon on January 1 at 00:00:00.00 Terrestrial Time, in equatorial coordinates, as right ascension 6^h 57^m 48.86^s, declination +23° 30′ 05.5″. Implied in this position is that it is as projected onto the celestial sphere; any observer at any location looking in that direction would see the «geocentric Moon» in the same place against the stars. For many rough uses (e.g. calculating an approximate phase of the Moon), this position, as seen from the Earth’s center, is adequate.

For applications requiring precision (e.g. calculating the shadow path of an eclipse), the Almanac gives formulae and methods for calculating the topocentric coordinates, that is, as seen from a particular place on the Earth’s surface, based on the geocentric position.^[5] This greatly abbreviates the amount of detail necessary in such almanacs, as each observer can handle their own specific circumstances.

Greek history on celestial spheres[edit]

Celestial spheres (or celestial orbs) were envisioned to be perfect and divine entities initially from Greek astronomers such as Aristotle. He composed a set of principles called Aristotelian physics that outlined the natural order and structure of the world. Like other Greek astronomers, Aristotle also thought the «…celestial sphere as the frame of reference for their geometric theories of the motions of the heavenly bodies».^[6] With his adoption of Eudoxus of Cnidus’ theory, Aristotle had described celestial bodies within the Celestial sphere to be filled with pureness, perfect and quintessence (the fifth element that was known to be divine and purity according to Aristotle). Aristotle deemed the Sun, Moon, planets and the fixed stars to be perfectly concentric spheres in a superlunary region above the sublunary sphere. Aristotle had asserted that these bodies (in the superlunary region) are perfect and cannot be corrupted by any of the classical elements: fire, water, air, and earth. Corruptible elements were only contained in the sublunary region and incorruptible elements were in the superlunary region of Aristotle’s geocentric model. Aristotle had the notion that celestial orbs must exhibit celestial motion (a perfect circular motion) that goes on for eternity. He also argued that the behavior and property follows strictly to a principle of natural place where the quintessential element moves freely of divine will, while other elements, fire, air, water and earth, are corruptible, subject to change and imperfection. Aristotle’s key concepts rely on the nature of the five elements distinguishing the Earth and the Heavens in the astronomical reality, taking Eudoxus’s model of separate spheres.

Numerous discoveries from Aristotle and Eudoxus (approximately 395 B.C. to 337 B.C.) have sparked differences in both of their models and sharing similar properties simultaneously. Aristotle and Eudoxus claimed two different counts of spheres in the heavens. According to Eudoxus, there were only 27 spheres in the heavens, while there are 55 spheres in Aristotle’s model. Eudoxus attempted to construct his model mathematically from a treatise known as On the Velocities (translated from Greek to English) and asserted the shape of the hippopede or lemniscate was associated with planetary retrogression. Aristotle emphasized that the speed of the celestial orbs is unchanging, like the heavens, while Eudoxus emphasized that the orbs are in a perfect geometrical shape. Eudoxus’s spheres would produce undesirable motions to the lower region of the planets, while Aristotle introduced unrollers between each set of active spheres to counteract the motions of the outer set, or else the outer motions will be transferred to the outer planets. Aristotle would later observe «…the motions of the planets by using the combinations of nested spheres and circular motions in creative ways, but further observations kept undoing their work».^[7]

Aside from Aristotle and Eudoxus, Empedocles gave an explanation that the motion of the heavens, moving about it at divine (relatively high) speed, puts the Earth in a stationary position due to the circular motion preventing the downward movement from natural causes. Aristotle criticized Empedocles’s model, arguing that all heavy objects go towards the Earth and not the whirl itself coming to Earth. He ridiculed it and claimed that Empedocles’s statement was extremely absurd. Anything that defied the motion of natural place and the unchanging heavens (including the celestial spheres) was criticized immediately by Aristotle.

Celestial coordinate systems[edit]

These concepts are important for understanding celestial coordinate systems, frameworks for measuring the positions of objects in the sky. Certain reference lines and planes on Earth, when projected onto the celestial sphere, form the bases of the reference systems. These include the Earth’s equator, axis, and orbit. At their intersections with the celestial sphere, these form the celestial equator, the north and south celestial poles, and the ecliptic, respectively.^[8] As the celestial sphere is considered arbitrary or infinite in radius, all observers see the celestial equator, celestial poles, and ecliptic at the same place against the background stars.

From these bases, directions toward objects in the sky can be quantified by constructing celestial coordinate systems. Similar to geographic longitude and latitude, the equatorial coordinate system specifies positions relative to the celestial equator and celestial poles, using right ascension and declination. The ecliptic coordinate system specifies positions relative to the ecliptic (Earth’s orbit), using ecliptic longitude and latitude. Besides the equatorial and ecliptic systems, some other celestial coordinate systems, like the galactic coordinate system, are more appropriate for particular purposes.

History[edit]

The ancients assumed the literal truth of stars attached to a celestial sphere, revolving about the Earth in one day, and a fixed Earth.^[9]
The Eudoxan planetary model, on which the Aristotelian and Ptolemaic models were based, was the first geometric explanation for the «wandering» of the classical planets.^[10] The outermost of these «crystal spheres» was thought to carry the fixed stars. Eudoxus used 27 concentric spherical solids to answer Plato’s challenge: «By the assumption of what uniform and orderly motions can the apparent motions of the planets be accounted for?»^[11]
Anaxagoras in the mid 5th century BC was the first known philosopher to suggest that the stars were «fiery stones» too far away for their heat to be felt. Similar ideas were expressed by Aristarchus of Samos. However, they did not enter mainstream astronomy of the late ancient and medieval period.
Copernican heliocentrism did away with the planetary spheres, but it did not necessarily preclude the existence of a sphere for the fixed stars. The first astronomer of the European Renaissance to suggest that the stars were distant suns was Giordano Bruno in his De l’infinito universo et mondi (1584). This idea was among the charges, albeit not in a prominent position, brought against him by the Inquisition.
The idea became mainstream in the later 17th century, especially following the publication of Conversations on the Plurality of Worlds by Bernard Le Bovier de Fontenelle (1686), and by the early 18th century it was the default working assumptions in stellar astronomy.

Star globe[edit]

A celestial sphere can also refer to a physical model of the celestial sphere or celestial globe.
Such globes map the constellations on the outside of a sphere, resulting in a mirror image of the constellations as seen from Earth. The oldest surviving example of such an artifact is the globe of the Farnese Atlas sculpture, a 2nd-century copy of an older (Hellenistic period, ca. 120 BCE) work.

Bodies other than Earth[edit]

Observers on other worlds would, of course, see objects in that sky under much the same conditions – as if projected onto a dome. Coordinate systems based on the sky of that world could be constructed. These could be based on the equivalent «ecliptic», poles and equator, although the reasons for building a system that way are as much historic as technical.

See also[edit]

Notes[edit]

References[edit]

• Bowditch, Nathaniel (2002). The American Practical Navigator. Bethesda, MD: National Imagery and Mapping Agency. ISBN 0-939837-54-4. Archived from the original on 2007-06-24.
• MacEwen, William A.; William Hayler; Turpin, Edward A. (1989). Merchant Marine officers’ handbook: based on the original edition by Edward A. Turpin and William A. MacEwen (5th ed.). Cambridge, Md: Cornell Maritime Press. pp. 46–51. ISBN 0-87033-379-8.Bibliography (References) for Wikipedia assignment on Celestial Sphere. (APA6 format). Crowe, M. J. (2001). Theories of the world from antiquity to the Copernican revolution. Mineola, NY: Dover Publications.
• Celestial spheres. (n.d.). Retrieved December 19, 2020, from https://en.wikipedia.org/wiki/Celestial_spheres?action=edit

External links[edit]

• MEASURING THE SKY A Quick Guide to the Celestial Sphere – Jim Kaler, University of Illinois
• General Astronomy/The Celestial Sphere – Wikibooks
• Rotating Sky Explorer – University of Nebraska-Lincoln
• Interactive Sky Chart – SkyandTelescope.com at the Library of Congress Web Archives (archived 2005-06-13)
• Monthly skymaps – for every location on Earth

Из статьи вы узнаете: что такое небесная сфера, как она устроена, что такое отвесная линия и какие понятия с ней связаны, как происходит суточное вращение и какие сферические системы координат существуют. А также, как меняется вид звездного неба в зависимости от времени года, суток и места вашего расположения.

Что такое небесная сфера

Долгое время люди считали Землю плоским диском, и что все небесные тела вращаются вокруг него по небесному куполу. Времена невежества давно прошли, а с полетом в космос не осталось никаких сомнений, что земля имеет форму шара. Но понятие купола трансформировалось в термин “небесная сфера”.

Небесная сфера – это шар неограниченного размера, на него спроецированы все видимые звезды. В центре находится наблюдатель, от которого и строится вся сфера вне зависимости от того, находится ли он на Земле или на борту космической станции. Такая проекция призвана упрощать решение астрономических задач.

Каждый элемент в космосе спроецирован на небесной сфере земли. Зачастую астрономы используют разные координатные системы для решения разных задач, но все они схожи. Наука, изучающая расположение звезд на сфере носит название сферической астрономии и включает в себя особые виды механики и тригонометрии, которые были разработаны специально для работы с поверхностью шара, а не плоскостями, как большинство тригонометрических наук.

Элементы небесной сферы

Небесная сфера включает в себя не только расположение всех светил, но и многие ориентиры, с помощью которых ученые могут четко определять, измерять и прогнозировать движение звезд. Важно понимать, что в большинстве расчетов сфера представляет собой лишь чертеж, на котором обозначены многие условные обозначения, рассмотренные ниже.

Отвесная линия и связанные с ней понятия

Для того чтобы ориентироваться по небесной сфере, на ней существует собственная координатная сетка, но вместо осей ординат и абсцисс на ней есть круги высот и альмукантараты.

Суточное вращение небесной сферы и связанные с ним понятия

Вместе круги светил и суточные параллели образуют еще одну систему координат, называемую экваториальной.

Термины, связанные с понятием “Отвесная линия” и “Вращение небесной сферы”

Так как небесный экватор и истинный горизонт – это два круга, у них есть всего 2 точки пересечения. Они называются точками запада и востока. Небесные светила всегда восходят из-за горизонта возле точки востока, а заходят возле точки запада.

Годовое движение Солнца по небесной сфере

Солнце движется на небесной сфере по определенной траектории, называемой эклиптикой. Она образует круг, который отклонен от небесного экватора на 23 градуса.

В точках равноденствия эклиптика пересекает небесный экватор. Они называются точками весеннего и осеннего равноденствия, так как через них солнце переходит из северного полушария в южное и наоборот. Обе точки равноденствия соединены прямой, проходящей через центр сферы, называемой линией равноденствия.

Если провести от центра линии равноденствия прямую, перпендикулярную плоскости небесного экватора, то она отметит на небесной сфере еще две важные точки – летнего и зимнего солнцестояния.

Чаще всего на схемах и моделях точки равноденствия и солнцестояния обозначаются зодиакальными символами, которые соответствовали созвездиям, в которых размещены отметки на сфере:

• Весеннее равноденствие – Овен;
• Осеннее равноденствие – Весы;
• Зимнее солнцестояние – Козерог;
• Летнее солнцестояние – Рак

Сферические системы координат

На поверхности небесной сферы проблематично пользоваться классической трехмерной системой координат. Для этого была разработана специальная система небесных координат, с помощью которой астрономы могут фиксировать и описывать положение всех наблюдаемых небесных тел. Две первичные координаты определяются двумя дугами, а третья (расстояние до объекта) часто может быть неизвестна.

Известно, что сферические системы начали применяться еще около 2500 лет назад. Первым описал поведение геометрических фигур и их взаимодействие на поверхности шара Евклид. В последствии его труды стали использоваться физиками и астрономами по всему миру и получили название “Евклидова геометрия”.

Горизонтальная система координат

Чаще всего используется, когда центр небесной сферы находится на поверхности земли для определения положения какого-либо тела на небе. Для получения координат не требуется сложных расчетов и они могут быть получены при помощи простого телескопа на азимутальной установке. Благодаря своей простоте и распространенности, используется большинством астрономических программ для записи положений звезд.

Согласно этой координатной системе, точка отсчета находится в центре небесной сферы и в качестве основной использует плоскость истинного горизонта. Первая координата обычно определяется либо по высоте необходимой точки, либо по ее зенитному расстоянию. Вторая координата определяется азимутом.

Разберем эти термины подробнее:

• Высота (h) – это дуга, проведенная под прямым углом от точки пересечения горизонта с небесной сферой до светила. Единица измерения – угол между отрезками от светила до центра сферы и от центра сферы до точки пересечения линии высоты с горизонтом. Измеряется в градусах от 90 до -90.
• Зенитное расстояние (z) может быть измерено несколькими способами. Во-первых, как угол между отвесной линией и точкой пересечения небесной сферы с радиусом, соединяющим светило и центр сферы. Во-вторых как расстояние от зенита до светила. Также, как и высота измеряется в градусах, но в диапазоне от 0 до 180, где 0 – это точка зенита, а 180 – надира.
• Азимут (А) – это угол дуги, проведенной от южной точки до круга светила. Отсчитывается азимут всегда к западу и измеряется в диапазоне от 0 до 360 градусов, но в некоторых научных документах можно встретить и диапазон от 180 до -180. Не стоит путать астрономический азимут с навигационным, так как последний отсчитывается по направлению к северу.

Координаты светил на небесной сфере постоянно изменяются как вследствие вращения самой сферы, так и из-за причин от нее не зависящих. Так, например, приведенные выше измерения меняются естественно, в результате суточного вращения, но такие показатели, как, например, склонение, или прямое восхождение остаются постоянными вне зависимости от вращения сферы. Они могут меняться лишь под воздействием внешних сил.

Экваториальная система координат № 1

Для использования этой системы требуется специальная установка с телескопом, называемая экваториальной. Наиболее распространено ее применение для определения точного времени движения небесных тел.

Часовой угол напрямую зависит от координаты склонения. Он представляет собой угол между центром сферы, точкой, где экватор пересекается с меридианом и точкой склонения. В разных документах могут встречаться как измерения в градусах (от 0 до 360), так и в часовом представлении (от 0 до 24 часов). Также встречается отчет от 180 до -180 градусов и от 12 до -12 часов.

Экваториальная система координат № 2

Это основная система координат в астрономии. Она позволяет не только определять местоположение отдельных звезд, но и составлять точнейшие звездные карты. Ее основное отличие в том, что она зависима от точки весеннего равноденствия, изменение положения которой характерно для определения эпохи исследования. Из-за этого при изучении данных, полученных в прошлом обязательна корректировка по параллаксу и вычисление координаты точки весеннего равноденствия для конкретной даты.

Прямое восхождение – это дуга, соединяющая точку весеннего равноденствия и круг склонения светила. В отличии от остальных координатных систем, во второй экваториальной координаты отсчитываются в сторону противоположную направлению движения сферы. Также, как и часовой угол, восхождение измеряется и в градусах (0–60), и в часах (0–4).

Еще одна величина, характерная только для этой системы – RA. Она представляет собой сферическую аналогию долготы. Как и долгота, она измеряет угол вдоль экватора относительно конкретной точки, называемой нулевым меридианом. Эта точка обозначает ближайшее к точке весеннего равноденствия место, где Солнце пересекает небесный меридиан.

Эклиптическая система координат

Как следует из названия, основание этой координатной системы – плоскость эклиптики.

Две ее основные координаты – это эклиптическая широта и эклиптическая долгота:

1. Эклиптическая широта – это угол, между центром небесной сферы, плоскостью эклиптики и точкой, которой обозначено светило. Измеряется широта в диапазоне от 90 до -90 градусов от северного полюса к южному.
2. Эклиптическая долгота же представляет собой угол между кругом широты и отрезком от центра сферы до точки весеннего равноденствия. Как и большинство других координат, измеряется в градусах, от 0 до 360 в сторону движения солнца по сфере.

В основном эта система координат используется для изучения тел, входящих в Солнечную систему. Например, для определения орбит планет и их спутников.

Изменение вида звездного неба в зависимости от места, времени суток и года

На движение небесной сферы в первую очередь влияет то, когда и откуда происходят наблюдения. Так, например, если наблюдатель находится в точке зенита, то видимые звезды для него никогда не изменятся. Они будут вращаться вокруг зенита и ни одна звезда не зайдет и не поднимется из-за горизонта. Именно поэтому с каждого из полюсов доступно лишь одно полушарие небосвода, а звезды второго будут все время скрыты.

Однако, уже на экваторе ситуация полностью противоположная. Звезды на небесной сфере здесь постоянно движутся и с экватора можно видеть абсолютно все светила обоих полушарий. Двигаться они будут перпендикулярно горизонту в противоположную вращению земли сторону.

Однако, не только суточный цикл планеты влияет на движение звезд. Земля также движется и вокруг Солнца, что тоже накладывает свой отпечаток. Каждый день траектория движения Солнца по небу немного изменяется. Ученые выяснили, что это изменение равно 4 угловым секундам, при скорости поворота планеты 1уг.сек/мин становится очевидно, что каждый день становится на 4 минуты длиннее или короче в зависимости от полушария. Для астрономов же это значит, что звездные сутки короче солнечных на 4 минуты.

Это также говорит о том, что каждую ночь созвездия, восходящие на небе смещаются по направлению с востока на запад на 4 угловых секунды вместе с солнцем. Таким образом каждый месяц длительность светового дня изменяется примерно на 1,5-2 часа, а, созвездия, которые можно было наблюдать на небе, полностью проходят путь через всю небесную сферу, уступая место следующим. Через год, когда планета делает полный оборот вокруг Солнца, этот цикл замыкается и начинается заново.

Содержание статьи

• Системы координат.
• Альт-азимутальная система.
• Экваториальная система.
• Другие системы.
• Сравнение систем координат.
• Переход из одной системы в другую.
• Представление небесной сферы.

НЕБЕСНАЯ СФЕРА. Когда мы наблюдаем небо, все астрономические объекты кажутся расположенными на куполообразной поверхности, в центре которой находится наблюдатель. Этот воображаемый купол образует верхнюю половину воображаемой сферы, которую называют «небесной сферой». Она играет фундаментальную роль при указании положения астрономических объектов.

Хотя Луна, планеты, Солнце и звезды расположены на разных расстояниях от нас, даже самые близкие из них находятся так далеко, что мы не в состоянии на глаз оценить их удаленность. Направление на звезду не изменяется, когда мы перемещаемся по поверхности Земли. (Правда, оно немного изменяется при перемещении Земли по орбите, но заметить это параллактическое смещение можно лишь с помощью точнейших приборов.)

Нам кажется, что небесная сфера вращается, поскольку светила восходят на востоке и заходят на западе. Причиной этого служит вращение Земли с запада на восток. Кажущееся вращение небесной сферы происходит вокруг воображаемой оси, продолжающей земную ось вращения. Эта ось пересекает небесную сферу в двух точках, называемых северным и южным «полюсами мира». Северный полюс мира лежит примерно в градусе от Полярной звезды, а вблизи южного полюса нет ярких звезд.

Ось вращения Земли наклонена примерно на 23,5° относительно перпендикуляра, проведенного к плоскости земной орбиты (к плоскости эклиптики). Пересечение этой плоскости с небесной сферой дает круг – эклиптику, видимый путь Солнца за год. Ориентация земной оси в пространстве почти не изменяется. Поэтому каждый год в июне, когда северный конец оси наклонен в сторону Солнца, оно высоко поднимается на небе в Северном полушарии, где дни становятся длинными, а ночи короткими. Переместившись на противоположную сторону орбиты в декабре, Земля оказывается развернута к Солнцу Южным полушарием, и у нас на севере дни становятся короткими, а ночи – длинными. См. также ВРЕМЕНА ГОДА.

Однако под влиянием солнечного и лунного притяжения ориентация земной оси все же постепенно меняется. Основное движение оси, вызванное влиянием Солнца и Луны на экваториальное вздутие Земли, называют прецессией. В результате прецессии земная ось медленно поворачивается вокруг перпендикуляра к орбитальной плоскости, описывая за 26 тыс. лет конус радиусом 23,5°. По этой причине через несколько столетий полюс уже не будет вблизи Полярной звезды. Кроме того, ось Земли совершает мелкие колебания, называемые нутацией и связанные с эллиптичностью орбит Земли и Луны, а также с тем, что плоскость лунной орбиты немного наклонена к плоскости земной орбиты.

Как мы уже знаем, вид небесной сферы в течение ночи меняется из-за вращения Земли вокруг оси. Но даже если наблюдать небо в одно и то же время в течение года, его вид будет меняться из-за обращения Земли вокруг Солнца. Для полного оборота по орбите на 360° Земле требуется ок. 365¹/₄ суток – примерно по градусу в сутки. Кстати, сутки, а точнее – солнечные сутки – это время, за которое Земля поворачивается один раз вокруг оси по отношению к Солнцу. Оно состоит из времени, за которое Земля совершает оборот по отношению к звездам («звездные сутки»), плюс небольшое время – около четырех минут, – необходимое для поворота, компенсирующего орбитальное перемещение Земли за сутки на один градус. Таким образом, в году ок. 365¹/₄ солнечных суток и ок. 366¹/₄ звездных.

При наблюдении из определенной точки Земли звезды, расположенные вблизи полюсов, либо всегда находятся над горизонтом, либо никогда не поднимаются над ним. Все остальные звезды восходят и заходят, причем каждый день восход и заход каждой звезды происходит на 4 мин раньше, чем в предыдущий день. Некоторые звезды и созвездия поднимаются на небе ночью в зимнее время – мы называем их «зимними», а другие – «летними».

Таким образом, вид небесной сферы определяется тремя временами: временем суток, связанным с вращением Земли; временем года, связанным с обращением вокруг Солнца; эпохой, связанной с прецессией (хотя последний эффект едва ли заметишь «на глаз» даже за 100 лет).

Системы координат.

Существуют различные способы для указания положения объектов на небесной сфере. Каждый из них подходит к задачам определенного типа.

Альт-азимутальная система.

Для указания положения объекта на небе по отношению к окружающим наблюдателя земным предметам используют «альт-азимутальную», или «горизонтальную», систему координат. В ней указывают угловое расстояние объекта над горизонтом, называемое «высотой», а также его «азимут» – угловое расстояние вдоль горизонта от условной точки до точки, лежащей прямо под объектом. В астрономии азимут отсчитывают от точки юга к западу, а в геодезии и навигации – от точки севера к востоку. Поэтому, прежде чем пользоваться азимутом, нужно выяснить, в какой системе он указан. Точка неба, находящаяся прямо над головой, имеет высоту 90° и называется «зенит», а диаметрально противоположная ей точка (под ногами) – «надир». Для многих задач важен большой круг небесной сферы, называемый « небесным меридианом»; он проходит через зенит, надир и полюсы мира, а горизонт пересекает в точках севера и юга.

Экваториальная система.

Из-за вращения Земли звезды постоянно перемещаются относительно горизонта и сторон света, а их координаты в горизонтальной системе изменяются. Но для некоторых задач астрономии система координат должна быть независимой от положения наблюдателя и времени суток. Такую систему называют «экваториальной»; ее координаты напоминают географические широты и долготы. В ней плоскость земного экватора, продолженная до пересечения с небесной сферой, задает основной круг – «небесный экватор». «Склонение» звезды напоминает широту и измеряется ее угловым расстоянием к северу или югу от небесного экватора. Если звезда видна точно в зените, то широта места наблюдения равна склонению звезды. Географической долготе соответствует «прямое восхождение» звезды. Оно измеряется к востоку от точки пересечения эклиптики с небесным экватором, которую Солнце проходит в марте, в день начала весны в Северном полушарии и осени – в Южном. Эту важную для астрономии точку называют «первой точкой Овна», или «точкой весеннего равноденствия», и обозначают знаком . Значения прямого восхождения обычно указывают в часах и минутах, считая 24 ч равными 360°.

Экваториальную систему используют при наблюдении с телескопами. Телескоп устанавливают так, чтобы он мог вращаться с востока на запад вокруг оси, направленной на полюс мира, компенсируя этим вращение Земли.

Другие системы.

Для некоторых целей используются и другие системы координат на небесной сфере. Например, когда изучают движение тел в Солнечной системе, используют систему координат, основной плоскостью которой служит плоскость земной орбиты. Строение Галактики изучают в системе координат, главной плоскостью которой служит экваториальная плоскость Галактики, представленная на небе кругом, проходящим вдоль Млечного Пути.

Сравнение систем координат.

Важнейшие детали горизонтальной и экваториальной систем показаны на рисунках. В таблице эти системы сопоставлены с географической системой координат.

Таблица: Сравнение систем координат

СРАВНЕНИЕ СИСТЕМ КООРДИНАТ
Характеристика	Альт-азимутальная система	Экваториальная система	Географическая система
Основной круг	Горизонт	Небесный экватор	Экватор
Полюсы	Зенит и надир	Северный и южный полюсы мира	Северный и южный полюсы
Угловое расстояние от основного круга	Высота	Склонение	Широта
Угловое расстояние вдоль основного круга	Азимут	Прямое восхождение	Долгота
Опорная точка на основном круге	Точка юга на горизонте (в геодезии – точка севера)	Точка весеннего равноденствия	Пересечение с гринвичским меридианом

Переход из одной системы в другую.

Часто возникает необходимость по альт-азимутальным координатам звезды вычислить ее экваториальные координаты, и наоборот. Для этого необходимо знать момент наблюдения и положение наблюдателя на Земле. Математически проблема решается с помощью сферического треугольника с вершинами в зените, северном полюсе мира и звезде Х; его называют «астрономическим треугольником».

Угол с вершиной в северном полюсе мира между меридианом наблюдателя и направлением на какую-либо точку небесной сферы называют «часовым углом» этой точки; его измеряют к западу от меридиана. Часовой угол точки весеннего равноденствия, выраженный в часах, минутах и секундах, называют «звездным временем» (Si. T. – sidereal time ) в точке наблюдения. А поскольку прямое восхождение звезды – это тоже полярный угол между направлением на нее и на точку весеннего равноденствия, то звездное время равно прямому восхождению всех точек, лежащих на меридиане наблюдателя.

Таким образом, часовой угол любой точки на небесной сфере равен разности звездного времени и ее прямого восхождения:

Пусть широта наблюдателя равна j. Если даны экваториальные координаты звезды a и d, то ее горизонтальные координаты а и можно вычислить по следующим формулам:

Можно решить и обратную задачу: по измеренным значениям а и h, зная время, вычислить a и d. Склонение d вычисляется прямо из последней формулы, затем из предпоследней вычисляется Н, а из первой, если известно звездное время, вычисляется a.

Представление небесной сферы.

Многие столетия ученые искали наилучшие способы представления небесной сферы для ее изучения или демонстрации. Предлагались два типа моделей: двумерные и трехмерные.

Небесную сферу можно изобразить на плоскости таким же образом, как сферическую Землю изображают на картах. В обоих случаях необходимо выбрать систему геометрической проекции. Первой попыткой представить участки небесной сферы на плоскости были наскальные рисунки звездных конфигураций в пещерах древних людей. В наши дни существуют различные звездные карты, изданные в виде рисованных или фотографических звездных атласов, покрывающих все небо.

Древние китайские и греческие астрономы представляли небесную сферу в виде модели, известной как «армиллярная сфера». Она состоит из металлических кругов или колец, соединенных вместе так, чтобы показать важнейшие круги небесной сферы. Сейчас нередко используют звездные глобусы, на которых отмечены положения звезд и основных кругов небесной сферы. У армиллярных сфер и глобусов есть общий недостаток: положение звезд и разметка кругов нанесены на их внешней, выпуклой стороне, которую мы рассматриваем снаружи, тогда как на небо мы смотрим «изнутри», и звезды нам кажутся размещенными на вогнутой стороне небесной сферы. Это иногда приводит к путанице направлений движения звезд и фигур созвездий.

Наиболее реалистическое представление небесной сферы дает планетарий. Оптическая проекция звезд на полусферический экран изнутри позволяет очень точно воспроизвести вид неба и всевозможные движения светил на нем.