Даффет-Смит П. Практическая астрономия с калькулятором: Пер. с англ.
а, =а0+ (3,07327 с + 1,33617Бта01еб0 сек) N.
б, =б0-г (20,0426" собо^/У,
где /V — число лет, прошедших с 1950,0; а„ и б0—координаты для эпохи 1950,0, а,, б, — новые координаты.
При переходе от координат, отнесенных к эпохам, отличным от 1950,0, используют следующие формулы*:
а, =.а0+ (т + ns\na.0igc>0) N,
б, = б0+ (п'соБа0) N. Значения т, п, п' даны в табл. 5.
Таблица 5
|
- т. |
и'. |
||
|
Эпоха, |
секунды |
секунды |
СекуНДЫ ДУГИ |
|
1900,0 |
3,07234 |
1,33646 |
20,0468 |
|
1950,0 |
3,07327 |
1,33617 |
20,0426 |
|
1975,0 |
3,07374 |
1,33603 |
20,0405 |
|
2000,0 |
3,07420 |
1,33589 |
20,0383 |
Для нашего примера мы рассчитаем на эпоху 1979,5 координаты звезды, координаты которой для эпохи 1950,0 были а0 = 09 ч 10 мин 43 с, 60 = 14°23'25".
* Эти формулы неудобны для звезд вблизи северного и южного полюсов, где значения 6 неограниченно возрастают
Системы координат
61
Пример 33
|
Инструкция |
Результат |
|
|
1. |
Переведем значение а„, 60 в десятичную |
а0 =9,178611 ч |
|
форму (§ 21 и 7) |
80 = 14,390278° |
|
|
2. |
Переводим а0 в градусную меру, умножая на 15 (§ 22) |
ц, = 137,679165° |
|
3. |
Вычисляем в, =(3,07327+ 1,33617 8іда0Іе80)ЛГ (где #= 1979,5 — 1950,0 = 29,5) |
5, = 97,470657 с |
|
4. |
Делим полученное значение на 3600 и переводим в часы |
5, =0,027075 ч |
|
5. |
Прибавляем 5, (в часах) к а0 (в часах) и получаем а, (тоже в часах) |
а, = 9,205686 ч |
|
6. |
Переходим к часам, минутам и секундам (§ 8) |
а, =09 ч 12 мин 20 с |
|
7. |
Вычисляем ^ =(20,0426со8а0)ІУ |
52 =-437,167111" |
|
8. |
Делим на 3600 и получаем градусы |
52 = —0,121435° |
|
9. |
Добавляем 52 к 80 и получаем 8, |
8, = 14,268843° |
|
10 |
Переходим к градусам, минутам и секундам (§ 21) |
8, =14°16'08" |
$ 34. Рефракция
До сих пор во всех наших расчетах предполагалось, что свет от отдаленных объектов (небесных тел) приходит к нам кратчайшим путем — по прямой. На самом деле это не так (за исключением наблюдений в зените), потому что земная атмосфера несколько меняет направление лучей, заставляя их падать на поверхность Земли под углом, отличающимся от того, под которым луч пришел бы в отсутствие атмосферы (рис. 12). Это явление называется атмосферной рефракцией; ее эффект состоит в том, что звезда кажется ближе к зениту, чем в действительности Величина рефракции зависит от зенитного угла, или зенитного расстояния (90° — высота светила), и от состояния атмосферы, в частности температуры и давления. Однако для наших целей можно не учитывать относительно малые изменения рефракции ото дня ко дню и принять стандартное значение показателя преломления атмосферы Таким образом, если мы наблюдаем с поверхности Земли