СФЕРИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ
раздел
астрометрии, разрабатывающий математич. методы решения задач, связанных
с изучением видимого расположения и движения светил (звёзд, Солнца, Луны,
планет, искусственных небесных тел и др.) на небесной сфере. Широко
применяется в различных областях астрономии. С. а. возникла в глубокой
древности и явилась первым шагом на пути изучения астрономич. явлений.
Основным понятием С. а. является
небесная
сфера. Каждое направление на небесное светило в пространстве изображается
на сфере точкой, а плоскость -большим кругом. Применение небесной сферы
позволяет значительно упростить математич. соотношения между направлениями
на небесные светила, сводя сложные пространственные представления к более
простым фигурам на поверхности сферы; с этим связано и само название "С.
a.".
Для изучения взаиморасположения и
движения точек по небесной сфере на ней устанавливают системы координат.
В С. а. употребляются горизонтальная, две экваториальные и эклиптическая
системы координат (см. Небесные координаты). Установление связи
между различными системами координат производится с помощью формул сферической
тригонометрии. Поскольку С. а. изучает явления, связанные с видимым
суточным вращением небесного свода (т. е. видимые движения светил, обусловленные
вращением Земли), небесной сфере придают вращение вокруг оси мира
с В. на 3. с угловой скоростью, равной скорости вращения Земли. Такая кинематич.
модель почти точно воспроизводит картину, к-рая наблюдается на небе с вращающейся
Земли. Общие соотношения между горизонтальными и экваториальными координатами
дают возможность определить время и азимут восхода и захода небесных светил,
моменты их кульминации, элонгации, положение светил в заданные моменты
времени и др. Одной из задач С. а. является определение условий, при к-рых
две соответствующим образом выбранные звезды находятся на одинаковой высоте.
Эта задача имеет значение для определения географических координат точек
земной поверхности из астрономических наблюдений.
Измерение времени. Одной из важных
задач С. а. является установление теоретлч. основ астрономич. системы счёта
времени.
В С. а. рассматриваются единицы времени и связь между ними. В основу
измерения времени положены естественные периодич. явления -вращение Земли
вокруг своей оси и обращение Земли вокруг Солнца. Вращение определяет,
в зависимости от выбранной на небесной сфере основной точки (точка весеннего
равноденствия, Солнце), звёздные или солнечные сутки. При отсчёте
звёздных суток принимают во внимание, что точка весеннего равноденствия
вследствие прецессии и нутации не сохраняет постоянного положения на небесной
сфере, а перемещается поступательно, совершая одновременно колебания относительно
среднего положения. Для счёта солнечных суток вводят понятие среднего Солнца
- фиктивной точки, равномерно движущейся по экватору согласованно со сложным
видимым движением истинного Солнца по эклиптике. Обращение Земли вокруг
Солнца определяет тропич. год, величина к-poro, соответствующая
периоду смены времён года, лежит в основе календаря. Т. к. тропич.
год не содержит целого числа средних суток, то изменением величины календарного
года (365 или 366 дней) добиваются того, чтобы его средняя продолжительность
за большой промежуток времени равнялась бы продолжительности тропич. года.
В астрономии счёт времени ведётся непосредственно в тропич. годах, в календарных
годах со средней продолжительностью 365, 25 суток или последовательным
счётом дней (т. н. юлианский период).
Координаты небесных светил, получаемые
непосредственно из наблюдений, искажены в результате действия ряда факторов.
Прежде всего сами координатные оси, связанные с осью вращения Земли и направленные
на точку весеннего равноденствия, не сохраняют постоянного направления,
а вращаются вследствие прецессии и нутации. Из-за аберрации небесные светила
видны на небесной сфере несколько смещёнными с тех мест, где они были бы
в случае неподвижности Земли. Результаты наблюдений искажаются также вследствие
рефракции;
необходимо учитывать при обработке наблюдений и влияние
параллакса.
Для освобождения наблюдаемых мест небесных светил от перечисленных
искажений и определения их в одной для всех наблюдений системе координат
(в качестве такой системы выбирают координатную систему, связанную с положением
оси вращения Земли, и точки весеннего равноденствия в нек-рый фиксированный
момент, напр. 1900.0 или 1950.0; см. Среднее место звезды)
возникает
необходимость в редукциях (введении поправок) координат светил,
учитывающих влияние прецессии, нутации, аберрации, параллакса и рефракции.
Специальные "редукционные величины" для учёта влияния прецессии, нутации
и аберрации, а также другие величины, необходимые для обработки астрономич.
наблюдений, публикуются в астрономич. ежегодниках.
Прецессия и нутация. Вследствие прецессии
ось
Земли медленно (с периодом ок. 26 000 лет) изменяет своё направление,
описывая поверхность конуса. На это движение земной оси накладываются
нутационные колебания (см. Нутация). Весьма медленно изменяет своё
положение в пространстве также и плоскость эклиптики, с чем связано перемещение
точки весеннего равноденствия, служащей начальной точкой отсчёта в ряде
систем небесных координат. В результате изменяются координаты светил в
экваториальной и эклиптической системах небесных координат.
Аберрация. Видимые положения звёзд
на небесной сфере отличаются от их истинных положений вследствие аберрации
света, происходящей в результате того, что наблюдатель и небесное светило
движутся друг относительно друга. Так, при наблюдениях звёзд принимается
в расчёт движение наблюдателя вследствие обращения Земли вокруг Солнца
(годичная аберрация) и вследствие её вращения (суточная аберрация).
При
наблюдениях искусственных спутников Земли вычисляют также аберрацию, обусловленную
движением спутника вокруг Земли.
Параллакс. Поскольку наблюдатель
перемещается в пространстве из-за вращения Земли и обращения её вокруг
Солнца, меняются и направления на небесные светила. Для получения сравнимых
величин результаты наблюдений приводятся в первом случае (при наблюдении
тел Солнечной системы) к центру Земли, а во втором случае (при наблюдении
звёзд) - к центру Солнечной системы, т. е. к Солнцу. Величина параллактического
смещения зависит от расстояния до небесного светила.
Рефракция. Вследствие преломления
света небесных светил в земной атмосфере светила кажутся смещёнными в направлении
зенита. Величина смещения зависит от показателя преломления воздуха (от
темп-ры, давления и др.) и зенитного расстояния светила. При наблюдениях
близких небесных светил (особенно для искусственных спутников Земли)
принимают
во внимание также смещения вследствие рефракционного параллакса, обусловленные
неодинаковым влиянием рефракции на небесные светила, находящиеся в одном
направлении от земного наблюдателя<, но на раз> ных расстояниях от
него.
Результаты наблюдений небесных светил
могут быть использованы для практич. целей - определения географич. координат,
азимутов и времени, а также для теоретич. исследований п других целей -
лишь после освобождения их от влияния всех перечисленных искажающих факторов.
Для вычисления соответствующих редукций пользуются т. н. астрономич. постоянными,
т. е. численными характеристиками описанных явлений. Определение астрономич.
постоянных из данных астрономич. наблюдений является задачей, связывающей
С. а. с фундаментальной астрометрией и небесной механикой,
а также с изучением строения Земли. С. а. имеет широкое и непосредственное
применение в практич. астрономии. В предмет С. а. также входят вопросы,
связанные с определением координат на поверхности тел Солнечной системы,
в частности на поверхности Луны, требующие учёта либрации Луны. Последняя
проблема стала особенно актуальной с началом эры межпланетных перелётов
и высадкой космонавтов на Луну. Кроме того, в С. а. изучаются способы вычисления
солнечных и лунных затмений, а также других аналогичных явлений (покрытий
звёзд Луной, прохождений планет по диску Солнца и т. п.).
Лит.: Б л а ж к о С. H., Курс
сферической астрономии, 2 изд., М., 1954; Редукционные вычисления в астрономии,
в кн.: Астрономический ежегодник СССР на 1941 г., М.- Л., 1940 (Приложение,
с. 379-432); Казаков С. А., Курс сферической астрономии, 2 изд., М.- Л.,
1940; Куликов К. А., Курс сферической астрономии, М., 1969; Загребин Д.
В., Введение в астрометрию, М.- Л., 1966; NewcombS., A compendium of spherical
astronomy..., N. Y.- L., 1906; Chauvenet W., A manual of spherical and
practical astronomy..., 5 ed., v. 1, Phil., 1891.
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