Разное - Курс общей астрономии - Страница 117

графическая широта jи склонение светила d должны быть известны). Другая формула получается из формул(1.37), если вторую из них разделить на третью:Для определения A нужно отметить по хронометру или часам только моментнаблюдения светила Т '. Тогда, зная поправку часов и и прямое восхождениесветила a, сначала находят часовой угол светила в момент наблюдения t = Т ' + и- a, а затем по широте j и склонению d вычисляют азимут светила А.В обоих случаях вычисляется азимут светила A, а по уравнению (6.12) - азимутземного предмета АП .Зная азимут земного предмета для данного пункта, можно в любое время установитьинструмент в этом месте так, чтобы его труба располагалась в плоскости небесногомеридиана.

§ 89. Задачи фундаментальной астрометрии

Фундаментальная астрометрия - учение об инерциальных системах отсчета вастрономии, т.е. о системах, обладающих только прямолинейным и равномернымдвижением без вращения. Основу для создания таких систем дает нам построение нанебесной сфере системы координат и собственных движений звезд и установлениесистемы фундаментальных постоянных астрономии - величин, позволяющих учитыватьзакономерные изменения координат со временем. Отсюда следуют две основные задачифундаментальной астрометрии: 1) определение координат и собственных движенийзвезд; 2) определение числовых значений фундаментальных астрономическихпостоянных. Принципы определения некоторых основных постоянных астрономии(прецессии, нутации, аберрации, параллакса Солнца) ясны из описания этихявлений, данных ранее в соответствующих параграфах. Поэтому в следующихпараграфах мы ограничимся рассмотрением лишь первой задачи - определениемкоординат и собственных движений звезд, без которых невозможно определение ифундаментальных постоянных.Фундаментальная система координат в настоящее время задается прямымивосхождениями и склонениями некоторого числа звезд, расположенных по всему небу.Для ее создания в принципе достаточно было бы определить координаты исобственные движения сравнительно небольшого числа звезд. Но прямые восхожденияи склонения по возможности большего числа звезд совершенно необходимо знатьтакже и при решении задач практической, звездной астрономии и других разделовнауки о небесных телах.В настоящее время прямые восхождения и склонения известны для многих сотен тысячзвезд. Несмотря на это, задача определения экваториальных координат звезд до сихпор не потеряла своей актуальности и, вероятно, никогда ее не потеряет. Дело втом, что для огромного большинства звезд известны лишь приближенные координаты идля их уточнения необходимы повторные наблюдения этих звезд. Неоднократныеопределения координат одних и тех же звезд необходимы также и для определения ихсобственных движений (см. § 91) и для уточнения числовых значенийастрономических постоянных.Основные идеи и принципы определения экваториальных координат светил краткоизлагаются в следующем параграфе.

§ 90. Абсолютные и относительные методы определения экваториальных координат (aи d )

Экваториальные координаты светил могут быть определены либо абсолютным методом,либо относительным пли дифференциальным методом.Определение координат абсолютным методом не опирается на какие-либо заранееизвестные координаты. При дифференциальном же методе прямые восхождения исклонения нескольких десятков или сотен звезд должны быть заранее известны. Этизвезды называются опорными.а) Абсолютные методы. Определение склонений звезд абсолютным методом основано насоображениях и формулах § 14. Действительно, если измерить зенитное расстояниенезаходящсй звезды сначала в момент ее верхней кульминации (zB ), о затем, через12 часов звездного времени, в момент ее нижней кульминации (zH ), то будем иметь(см. формулы § 14)zB = d - jиzH = 180° - j - d ,откуда

Таким образом, не зная координат других светил, мы получим склонение d даннойзвезды и географическую широту j места наблюдения.После того как широта места j будет многократно определена из наблюденийнескольких незаходящих звезд, взяв среднее арифметическое ее значение j 0 иизмерив зенитное расстояние уже любой звезды в момент кульминации, получимсклонение звезды по одной из следующих формул:d = j 0 - z, если звезда кульминировала к югу от зенита;d = j 0 + z, eсли звезда кульминировала к северу от зенита;d = 180 ° - j - z, если звезда наблюдалась в нижней кульминации.Абсолютный метол определения прямых восхождений основан на том соображении, чтоиз наблюдений Солнца можно найти его прямое восхождение a ¤, не зная прямыхвосхождений других светил.Действительно, пусть на рис. 67 QQ' - небесный экватор, EE' - эклиптика, A -точка весеннего равноденствия, e - наклонение небесного экватора кэклиптике, а С - положение Солнца на эклиптике в некоторый момент. Тогдадуга Cm - склонение d ¤ Солнца, а дуга Am - его прямое восхождение a ¤.

Из прямоугольного треугольника СmA, согласно формуле (1.35), следует:(6.13)

Следовательно, если известно склонение Солнца d ¤ в некоторый момент и угол e,то по формуле (6.13) можно вычислить прямое восхождение Солнца для этого жемомента.Измеряя зенитное расстояние z¤ Солнца в момент его верхней кульминации, т. е. вистинный полдень, мы для каждого дня наблюдений можем знать его склонение d ¤.Склонение Солнца меняется с каждым днем (см. § 16). Из наблюдений, произведенныхоколо дней летнего и зимнего солнцестояний, можно определить его экстремальныезначения, абсолютная величина которых и будет как раз равна углу наклона еэклиптики к экватору. С полученным значением e по формуле (6.13) можно вычислитьa ¤ в момент истинного полудня для каждого дня наблюдений. Кроме того, если приизмерении зенитного расстояния отмечать по часам момент T¤ прохождения Солнцачерез меридиан, то из уравненияs = a ¤= T’¤ + u(6.14)

будет известна также поправка часов и для каждого дня наблюдений и ход часов w(см. § 85).Таким образом, абсолютный метод определения прямых восхож