Географическая широта долгота астрономия

КООРДИНАТЫ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ

(от лат. со- — приставка, означающая совместность, и ordinatus — упорядоченный, определённый). Большинство координатных систем в астрономии являются сферическими и основываются на понятии небесной сферы. Под небесной сферой понимается сфера произвольного радиуса (обычно условно принимаемого равным единице) с центром, совпадающим с началом (центром) заданной системы отсчёта. В качестве центра системы может быть выбрана любая точка, напр. положение наблюдателя (топоцентрич. система), центр масс Земли (геоцентрическая), барицентр Солнечной системы (барицентрическая или гелиоцентрическая), центр Галактики (галактоцентрич. система) и т. д. Выбор системы координат на небесной сфере фиксируется: избранной точкой (северным полюсом системы); большим кругом L, задаваемым пересечением небесной сферы с плоскостью, перпендикулярной проходящему через полюс диаметру сферы; точкой на L, от к-рой начинается отсчёт дуг вдоль этого круга. В установленной т. о. системе положение объекта определяется двумя угл. координатами: отрезком дуги большого круга, проходящим через объект и полюс системы, и дугой осн. большого круга, заключённой между начальной отсчётной точкой и точкой пересечения с большим кругом, проходящим через объект и полюс. Если не оговорено особо, то первая координата измеряется в градусной мере в обе стороны от осн. большого круга L (т. е. от 0 до +90° в северном полушарии и до -90° — в южном), вторая же координата измеряется в градусной или часовой мере (от О до 360° или от 0 до 24 ч). Отсчёт ведётся против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса координатной системы.

Наиболее часто применяются следующие системы К. а.

Горизонтальная система. Полюс — точка зенита, осн. круг — линия астр. горизонта, на к-рой фиксируется начало отсчёта (обычно точка юга S). Координатами объекта в горизонтальной системе являются его высота h (или зенитное расстояние z=90° — h) и азимут А, отсчитываемый от точки юга вдоль горизонта.

Экваториальная система (рис.). Полюс — северный полюс мира Р N (одна из точек пересечения небесной сферы с прямой, проходящей через её центр и параллельной оси вращения Земли), осн. круг системы- небесный экватор EBSWBN (большой круг небесной сферы, плоскость к-рого перпендикулярна оси вращения Земли). В качестве отсчётной точки фиксируется точка весеннего равноденствия [одна из точек пересечения небесного экватора с эклиптикой (см. ниже)]. Координаты объекта ( С) — склонение (или полярное расстояние р = 90°-) и прямое восхождение . В другом, часто используемом варианте экваториальной системы второй координатой является часовой угол объекта t — двугранный угол между плоскостью небесного меридиана (PNZPSNa )и плоскостью, в к-рой находится круг склонений (т. е. большой круг, проходящий через полюс мира и объект). Часовой угол обычно отсчитывается в часовой мере в обе стороны от южной точки небесного экватора В S (от 0 до +12 ч к западу и до -12ч к востоку).

Экваториальная система координат: Р N и P S — северный и южный полюсы мира;— широта места наблюдения; Z и Na — зенит и надир; Е,S, W и N- точки востока, юга, запада и севера; остальные обозначения см. в тексте.

Эклиптическая система. Полюс — точка пересечения небесной сферы с перпендикуляром к плоскости орбиты Земли (северный полюс эклиптики). Осн. круг — эклиптика (большой круг небесной сферы, плоскость к-рого параллельна плоскости орбиты Земли). Координаты объекта — эклиптич. широта и эклиптич. долгота , отсчитываемые от точки .

По теме:  Создание высокоточной геодезической сети

Галактическая система. Полюс — точка на небесной сфере, имеющая экваториальные координаты: =12 ч 49 мин, =27,4° (направление нормали к плоскости Галактики). Осн. круг системы — пересечение плоскости Галактики с небесной сферой — галактич. экватор. Координаты объектов — галактич. широта b и галактич. долгота l, отсчитываемая от направления на центр Галактики вдоль галактич. экватора в сторону возрастания прямых восхождений.

Точки, определяющие системы, непрерывно перемещаются в пространстве, поэтому для полного описания системы К. а. необходимо указание эпохи (момента времени), к к-рой относятся положения определяющих точек, а также знание законов перемещения этих точек. Для заданного момента времени координаты объекта в разл. системах связаны между собой обычными ф-лами переноса начала и поворота осей, а выбор координатной системы целиком определяется особенностями решаемой задачи и не имеет динамич. значения. Для решения задач астрономии и нек-рых прикладных наук необходимо материальное воплощение координатной сетки на небесной сфере. Такой реализацией системы К. а. является задание положений и собственных движений нек-рой совокупности конкретных объектов. Наблюдая эти объекты одновременно с исследуемым объектом, можно определить его координаты. Осн. требования, предъявляемые практикой к подобной реализации,- хорошее покрытие всего неба объектами с известными координатами, удобство их наблюдений существующими средствами, точная информация о движении этих объектов для сохранения со временем инер-циальности и точности воспроизведения координатной системы. Существуют три класса объектов для системы К. а.

Во-первых, это тела Солнечной системы, теория движения большинства к-рых разработана с высокой степенью точности. Недостаток этой системы К. а.- малое кол-во воплощающих её объектов, а также трудности их наблюдений, связанные с наличием у них неравномерно светящегося диска, фазы и т. д.

Во-вторых, звёзды нашей Галактики, положения и собственные движения к-рых задают координатную сетку для любого момента времени. Средние (свободные от прецессионного и нутационного перемещений, см. Прецессия, Нутация )экваториальные координаты избранных звёзд определяют фундам. систему координат данной эпохи. Она отличается от идеализированной инерционной системы остаточным вращением, обусловленным ошибками определений собственных движений звёзд, а также неточным знанием скорости прецессионного вращения. Фундам. система фиксируется фундам. каталогом. С 1984 в качестве международного стандарта введён Пятый фундам. каталог 0 Для учёта вращения фундам. системы относительно идеализированной инерциальной системы необходимо знать постоянную прецессии, значение к-poй можно найти из наблюдений лишь при нек-рых условиях, налагаемых па собственные движения звёзд.

В-третьих — квазары, к-рые можно наблюдать и в оптич., и в радиодиапазонах длин волн. Инерциальная система координат, оси к-рой реализуются направлениями на внегалактич. радиоисточники, а начало координат связано с барицентром Солнечной системы, необходима для задач астрономии и геодинамики. Эта система координат будет основываться на наблюдениях при помощи радиоинтерферометров с длинными базами.

Лит.: Куликов К. А., Курс сферической астрономии, 3 изд., М., 1974; Подобед В. В., Нестеров В. В., Общая астрометрия, 2 изд., М., 1982. В. В. Нестеров.

По теме:  Географические координаты сихотэ алинского биосферного заповедника

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия . Главный редактор А. М. Прохоров . 1988 .

Источник

Астрономические широты, долготы и азимуты

В астрономии применяются астрономические (географические) координаты, получаемые из астрономических определений.

На рис. 1.1. схематически показана Земля. Точка О – центр Земли; РР1 – ось вращения Земли; при пересечении с земной поверхностью она образует северный Р и южный Р1 – географические полюсы Земли; QQ1 – плоскость, проходящая через центр Земли перпендикулярно к РР1, которая называется экваториальной плоскостью.

Возьмем точку М на поверхности Земли. В такой шарообразной модели Земли радиусы, соединяющие центр сферы, представляют направления отвесных линий, следовательно, ОМ – отвесная линия.

Координаты любой точки на поверхности Земли определяются по отношению к двум взаимноперпендикулярным основным координат­ным кругам.

В географической системе координат основными кругами являются земной экватор и начальный (нулевой) меридиан. На международной конференции в Вашингтоне в 1884 году за начальный меридиан был принят географический меридиан астрономической обсерватории Гринвич [12].

Построим астрономический меридиан через точки РМР1. Плоскость астрономического меридиана для любой точки, расположенной на земной поверхности, проходит через отвесную линию в данной точке и ориентирована параллельно оси вращения Земли. (ОВ – линия пересечения плоскости астрономического меридиана с экватором).

Из изложенного следует, что положение точки на земной поверхности определяется двумя координатами: астрономической широтой φ и астрономической долготой λ.

Для последующего изложения дадим определения:

Астрономической широтой (φ) называется угол между отвесной линией, проведенной в точке наблюдения, и экваториальной плоскостью Земли [1].

Другими словами, астрономическую широту можно охарактеризовать как сферическое расстояние по дуге меридиана от экватора до данной точки. Широты отсчитываются от экватора к северу и к югу и измеряются от 0 до 90°. В северном полушарии широты положительные, а в южном – отрицательные.

Проведем плоскость начального астрономического меридиана через точку G (см. рис. 1.1) – Гринвичскую обсерваторию.

Астрономической долготой (λ) называется двухгранный угол между плоскостью астрономического меридиана, проходящего через данную точку, и плоскостью начального астрономического меридиана [1].

Долготы измеряют либо в часовой мере от 0 h до 24 h , либо в градусной мере от 0 до 360°. Различают долготы восточные (λЕ) к востоку от Гринвичского меридиана и западные долготы (λW). Обычно применяют только восточные долготы.

Кроме широт и долгот определяют и астрономические азимуты.

Астрономический азимут – двухгранный угол между плоскостью астрономического меридиана данной точки и вертикальной плоскостью, ориентированной по данному направлению.

Источник

Принципы определения географических координат по астрономическим наблюдениям.

Видимые движения светил, как следствие их собственного движения в пространстве, вращения Земли и ее обращения вокруг Солнца.

Земля совершает сложные движения: вращается вокруг своей оси (Т=24 ч.), движется вокруг Солнца (Т=1 год), вращается вместе с Галактикой (Т= 200 тыс. лет). Отсюда видно, что все наблюдения, совершаемые с Земли, отличаются кажущимися траекториями. Планеты перемещаются по небосводу то с востока на запад (прямое движение), то с запада на восток (попятное движение). Моменты смены направления называются стояниями. Если нанести этот путь на карту, получится петля. Размеры петли тем меньше, чем больше расстояние между планетой и Землей. Планеты делятся на нижние и верхние (нижние – внутри земной орбиты: Меркурий, Венера; верхние: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Все эти планеты обращаются так же, как и Земля вокруг Солнца, но, благодаря движению Земли, можно наблюдать петлеобразное движение планет. Взаимные расположения планет относительно Солнца и Земли называются конфигурациями планет.

По теме:  План местности это разновидность

Конфигурации планет, разл. геометрич. расположения планет по отношению к Солнцу и Земле. Нек-рые положения планет, видимые с Земли и измеряемые относительно Солнца, носят спец. названия. На илл. V — внутренняя планета, I— внеш-няя планета, Е — Земля, S — Солнце. Когда внутр. пла­нета лежит на одной прямой с Солнцем, она находится в соединении. К.п. EV1S и ESV 2 называются нижним и верхним соединением соответственно. Внеш. плане­та I находится в верхнем соединении, когда она лежит на одной прямой с Солнцем (ESI4)и в противостоя­нии, когда она лежит в направлении, противоположном Солнцу (I3ES).Угол между направлениями на планету и на Солнце с вершиной на Земле, напр. I5ES, называется элонгацией. Для внутр. планеты макс, элонгация имеет место, когда угол EV8Sравен 90°; для внеш. планеты воз­можна элонгация в пределах от 0° ESI4) до 180° (I3ES).Когда элонгация равна 90°, говорят, что планета нахо­дится в квадратуре (I6ES, I7ES)..

Период, в течение которого планета совершает оборот вокруг Солнца по орбите, называется сидерическим (звездным) периодом обращения – T, период времени между двумя одинаковыми конфигурациями — синодическим периодом — S.

Планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении и совершают полный оборот вокруг Солнца за промежуток времени=сидерическому периоду

для внутренних планет

для внешних планет

S – сидерический период (относительно звёзд), Т – синодический период (между фазами), ТÅ = 1 год.

Кометы и метеоритные тела движутся по эллиптическим, параболическим и гиперболическим траекториям.

Принципы определения географических координат по астрономическим наблюдениям.

Существует 2 географические координаты: географическая широта и географическая долгота. Астрономия как практическая наука позволяет находить эти координаты. Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения. Приближенно географическую широту можно определить, измерив высоту Полярной звезды, т.к. она отстоит от северного полюса мира примерно на 1 0 . Можно определить широту места наблюдения по высоте светила в верхней кульминации (Кульминация – момент прохождения светила через меридиан) по формуле:

j = d ± (90 – h), в зависимости от того, к югу или к северу она кульминирует от зенита. h – высота светила, d – склонение, j – широта.

Географическая долгота – это вторая координата, отсчитывается от нулевого Гринвичского меридиана к востоку. Земля разделена на 24 часовых пояса, разница во времени – 1 час. Разница местных времён равна разнице долгот:

Tл1 – Tл2 = л1 – л2 Т.о., узнав разность времен в двух пунктах, долгота одного из которых известна, можно определить долготу другого пункта.

Местное время – это солнечное время в данном месте Земли. В каждой точке местное время различно, поэтому люди живут по поясному времени, т. е. по времени среднего меридиана данного пояса. Линия изменения даты проходит на востоке (Берингов пролив).

Источник

ТОПоГИС
Adblock
detector