НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫ

НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫ числа,
с помощью к-рых определяют положение светил и вспомогат. точек на небесной
сфере. В астрономии употребляют различные системы H. к. Каждая из них
по существу представляет собой систему полярных координат на сфере
с соответствующим образом выбранным полюсом. Систему H. к. задают большим
кругом небесной сферы (или его полюсом, отстоящим на 90° от любой точки
этого круга) с указанием на нём начальной точки отсчёта одной из координат.
В зависимости от выбора этого круга системы H. к. наз. горизонтальной,
экваториальной, эклиптической и галактической. H. к. употреблялись уже
в глубокой древности. Описание нек-рых систем содержится в трудах др.-греч.
геометра Евклида (ок. 300 до н. э.). Опубликованный в "Альмагесте" Птолемея
звёздный
каталог Гиппарха содержит положения 1022 звёзд в эклиптич. системе
H. к.

В горизонтальной системе осн. кругом
служит матем., или истинный, горизонт NESW (рис. 1), полюсом - зенит Z
места наблюдения. Для определения положения светила
проводят через него и Z большой круг, наз. кругом высоты, или вертикалом,
данного светила. Дуга Z вертикала от
зенита до светила наз. его зенитным расстоянием Z и является первой координатой;
г может иметь любое значение от 0° (для зенита Z) до 180° (для надира Z').
Вместо z пользуются также высотой светила
h, равной дуге
круга высоты от горизонта до светила. Высота отсчитывается в обе стороны
от горизонта от 0° до 90° и считается положительной, если светило находится
над горизонтом,

Рис. 1. Горизонтальная система небесных
координат.

и отрицательной -если светило под горизонтом.
При таком условии всегда справедливо соотношение z + h = 90°. Вторая
координата - азимут А - есть дуга горизонта, отсчитываемая от точки
севера N по направлению к востоку до вертикала данного светила (в астрометрии
азимут часто отсчитывают от точки юга S к западу). Эта дуга NESM измеряет
сферич. угол при Z между небесным меридианом и вертикалом светила, равный
двугранному углу между их плоскостями. Азимут может иметь любое значение
от 0° до 360°. Существенной особенностью горизонтальной системы является
её зависимость от места наблюдения, т. к. зенит и матем. горизонт определяются
направлением отвесной линии, различным в разных точках земной поверхности.
Вследствие этого координаты даже весьма удалённого светила, наблюдаемого
одновременно из разных мест земной поверхности, различны. В процессе движения
по суточной параллели каждое светило дважды пересекает меридиан; прохождения
его через меридиан наз. кульминациями. В верхней кульминации z бывает наименьшим,
в нижней - наибольшим. В этих пределах z изменяется в течение суток. Для
светил, имеющих верхнюю кульминацию к югу от Z, азимут А в течение
суток меняется от 0° до 360°. У светил же, кульминирующих между полюсом
мира P и Z, азимут изменяется в нек-рых пределах, определяемых широтой
места наблюдения и угловым расстоянием светила от полюса мира.

В первой экваториальной системе осн.
кругом служит небесный экватор О Т О' (рис. 2), полюсом - полюс мира P,
видимый
из данного места. Для определения положения светила
проводят через него и P большой круг, наз. часовым кругом, или кругом склонений.
Дуга этого круга от экватора до светила есть первая координата - склонение
светила. Склонение отсчитывается
от экватора в обе стороны от 0⁰ до 90°, причём для светил Юж.
полушария принимается отрицательным.

Рис. 2. Первая и вторая экваториальные
системы небесных координат.

Иногда вместо склонения берётся полярное
расстояние
р, равное дуге P
круга склонений от Сев. полюса до светила, к-рая может иметь любое значение
от 0° до 180°, так что всегда справедливо соотношение:
+ = 90°. Вторая координата
- часовой угол t - есть дуга экватора QM, отсчитываемая от расположенной
над горизонтом точки О пересечения его с небесным меридианом в направлении
вращения небесной сферы до часового круга данного светила. Эта дуга соответствует
сферич. углу при P между направленной к точке юга дугой меридиана и часовым
кругом светила. Часовой угол неподвижного светила изменяется в течение
суток от 0° до 360°, тогда как склонение остаётся постоянным. Так как изменение
часового угла пропорционально времени, то он служит мерой времени (см.
Время),
откуда
и происходит его название. Часовой угол почти всегда выражают в часах,
минутах и секундах времени так, что 24^ч соответствуют 360°,
1^Ч соответствует 15° и т. д. Обе описанные системы - горизонтальная
и первая экваториальная - наз. местными, т. к. координаты в них зависят
от места наблюдения.

Вторая экваториальная система отличается
от вышеописанной лишь второй координатой. Вместо часового угла в ней употребляется
прямое восхождение светила - дуга
T M небесного экватора, отсчитываемая от точки весеннего равноденствия
T в направлении, обратном вращению небесной сферы, до круга склонений данного
светила (рис. 2). Она измеряет сферич. угол при P между кругами склонений,
проходящими через точку T и данное светило. Обычно
выражается в часах, минутах и секундах времени и может иметь любое значение
от О^ч до 24^ч. T. к. точка T участвует во вращении
небесной сферы, то обе координаты достаточно удалённого и неподвижного
светила в этой системе не зависят от места наблюдения.

В эклиптической системе осн. кругом
служит эклиптика E T E' (рис. 3), полюсом - полюс эклиптики
П. Для определения положения светила
проводят через него и точку П большой круг, наз. кругом широты данного
светила. Его дуга от эклиптики до светила наз. эклиптической, небесной
или астрономической, широтой, является
первой координатой. Отсчитывается
от эклиптики в направлении к её Сев. и Юж. полюсам; в последнем случае
её считают отрицательной. Вторая координата - эклиптическая, небесная или
астрономическая, долгота - дуга
T M эклиптики от точки T до круга широты данного светила, отсчитываемая
в направлении годичного движения Солнца. Она может иметь любое значение
от 0° до 360°. Координаты ( и
точек, связанных с небесной сферой, не меняются в течение суток и не зависят
от места наблюдений.

Рис. 3. Эклиптическая система небесных
координат

В галактической системе осн. кругом
служит галактич. экватор BDB' (рис. 4), т. е. большой круг небесной
сферы, параллельный плоскости симметрии видимого с Земли Млечного Пути,

Рис. 4. Галактическая система небесных
координат.

полюсом - полюс Г этого круга. Положение
галактич. экватора на небесной сфере может быть определено лишь приближённо.
Обычно оно задаётся экваториальными координатами его Сев. полюса, принимаемыми
= 12^ч 49^м и
= = +27,4° (для эпохи 1950,0). Для определения положения светила
проводят через него и точку Г большой круг, наз. кругом галактич. широты.
Дуга этого круга от галактич. экватора до светила, наз. галактической широтой
b,
является
первой координатой. Галактическая широта может иметь любое значение от
+90° до -90°; при этом знак минус соответствует галактич. широтам светил
того полушария, в к-ром находится Юж. полюс мира. Вторая координата - галактическая
долгота l - есть дуга DM галактич. экватора, отсчитываемая
от точки D пересечения его небесным экватором до круга галактич.
широты светила; галактич. долгота l отсчитывается в направлении
возрастающих прямых восхождений и может иметь любое значение от 0° до 360°.
Прямое восхождение точки D равно 18^ч 49^м. Из наблюдений
с помощью соответствующих инструментов определяют координаты первых трёх
систем. Эклиптич. и галактич. координаты получаются путём вычислений из
экваториальных.

Для сравнения H. к. 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 осн. круги в ряде систем H. к., перемещаются начальные точки
отсчёта координат, В результате этого значения H. к. также медленно изменяются.
Поэтому для определения точного места светил на небесной сфере указывают
момент времени ("эпоху"), для к-рого определено положение небесного экватора
и эклиптики. На положение светил в выбранной системе H. к. оказывают 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. H. к. светил изменяются также и вследствие их собственных
движений.

Наблюдения изменений H. к. привели
к величайшим открытиям в астрономии, к-рые имеют огромное значение для
познания Вселенной. К ним относятся явления прецессии, нутации, аберрации,
параллакса, собственных движений звёзд и др. H. к. позволяют решать задачу
измерения времени, определять географич, координаты различных мест земной
поверхности. Широкое применение находят H. к. при составлении различных
звёздных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел - как естественных,
так и искусственных - в небесной механике и астродинамике и при изучении
пространств. распределения звёзд в проблемах звёздной астрономии.

Лит.: Б л а ж к о С. H., Курс
сферической астрономии, М.- Л., 1948; Казаков С. А., Курс сферической астрономии,
2 изд., М.- Л., 1940. В. П. Щеглов.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я