Измерениями зенитного расстояния или высоты Солнца в полдень (т.е. в момент его
верхней кульминации) на одной и той же географической широте было установлено,
что склонение Солнца в течение года изменяется в пределах от +23° 27' до
-23°27', два раза в году переходя через нуль. Из наблюдений за изменением вида
ночного неба следует, что и прямое восхождение Солнца на протяжении года также
постепенно изменяется от 0° до 360°, или от 0h до 24h. Действительно, в полночь
в верхней кульминации находятся те звезды, прямые восхождения которых отличаются
от прямого восхождения Солнца на 180° или на 12h. Наблюдения же показывают, что
с каждым днем в полночь кульминируют звезды все с большим и большим прямым
восхождением, следовательно, и прямое восхождение Солнца с каждым днем
увеличивается.
Рассматривая непрерывное изменение обеих координат Солнца, нетрудно установить,
что оно перемещается среди звезд с запада к востоку по большому кругу небесной
сферы, который называется эклиптикой. Плоскость эклиптики E’' ^ E d ( 11)
наклонена к плоскости небесного экватора под углом e = 23° 27'. Диаметр ПП',
перпендикулярный к плоскости эклиптики, называется осью эклиптики и пересекается
с поверхностью небесной сферы в северном полюсе эклиптики П (лежащем в северном
полушарии) и в южном полюсе эклиптики П' (в южном полушарии).
Эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках: в точке весеннего
равноденствия ^ и в точке осеннего равноденствия d. В точке весеннего
равноденствия ^ Солнце пересекает небесный экватор, переходя из южного полушария
небесной сферы в северное. В точке осеннего равноденствия d Солнце переходит из
северного полушария в южное.
рис.1
рис. 2
Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90°, называются точкой летнего
солнцестояния (в северном полушарии) и точкой зимнего солнцестояния (в южном
полушарии).
Большой полукруг небесной сферы ПМП', проходящий через полюсы эклиптики и через
светило М, называется кругом широты светила.
Эклиптика и точка весеннего равноденствия лежат в основе эклиптической системы
небесных координат. Одной координатой в этой системе является эклиптическая
широта b светила М, которой называется дуга тМ круга широты (см. 11) от
эклиптики до светила, или центральный угол тОМ между плоскостью эклиптики и
направлением на светило М.
Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0° до + 90° к северному полюсу
эклиптики (П) и от 0ё до - 90ё к ее южному полюсу (П').
Светила, находящиеся на одном малом круге, плоскость которого параллельна
плоскости эклиптики, имеют одинаковые эклиптические широты.
Эклиптическая широта определяет положение светила на круге широты. Положение же
самого круга широты на небесной сфере определяется другой координатой -
эклиптической долготой l. Эклиптической долготой l светила М называется дуга ^m
эклиптики от точки весеннего равноденствия ^ до круга широты, проходящего через
светило, или центральный угол ^От (в плоскости эклиптики) между направлением на
точку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты, проходящего через
светило. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годичного
движения Солнца по эклиптике, т.е. с запада к востоку в пределах от 0ё до 360ё.
Светила, находящиеся на одном круге широты, имеют одинаковые эклиптические
долготы.
Эклиптическая система координат применяется преимущественно в теоретической
астрономии при определении орбит небесных тел.
В эклиптической системе основным кругом служит эклиптика Е ¡ E" (рис. 2), 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 = 12ч 49м и 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 широтойb, 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 Dпересечения 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 18ч 49м. Из наблюдений с помощью соответствующих инструментов определяют координаты первых трёх систем. Эклиптические и галактические координаты получаются путём вычислений из экваториальных.
Для сравнения Небесные координаты светил, наблюдаемых в разных точках Земли или в разное время года — из разных точек орбиты Земли, эти координаты, учитывая параллакс, приводят или к центру Земли, или к центру Солнца. Вследствие прецессии и нутации медленно изменяется ориентация в пространстве плоскостей небесного экватора и эклиптики, определяющих основные круги в ряде систем Небесные координаты, перемещаются начальные точки отсчёта координат. В результате этого значения Небесные координаты также медленно изменяются. Поэтому для определения точного места светил на небесной сфере указывают момент времени («эпоху»), для которого определено положение небесного экватора и эклиптики. На положение светил в выбранной системе Небесные координатыоказывают влияние аберрация света, являющаяся следствием движения Земли по орбите (годичная аберрация), и движения наблюдателя из-за вращения Земли (суточная аберрация), а также рефракция света в атмосфере.Небесные координаты светил изменяются также и вследствие их собственных движений.
Наблюдения изменений Небесные координаты привели к величайшим открытиям в астрономии, которые имеют огромное значение для познания Вселенной. К ним относятся явления прецессии, нутации, аберрации, параллакса, собственных движений звёзд и др. Небесные координаты позволяют решать задачу измерения времени, определять географические координаты различных мест земной поверхности. Широкое применение находят Небесные координаты при составлении различных звёздных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел — как естественных, так и искусственных — в небесной механике и астродинамике и при изучении пространственного распределения звёзд в проблемах звёздной астрономии.
Эклиптика
рис. 2
