Как найти долготу астрономия

Долгота́ — координата в ряде систем сферических координат, которая указывает положение точки на поверхности Земли или другого небесного тела. Эта величина измеряется в градусах и обозначается греческой буквой лямбда (λ). Меридианы (линии, идущие от одного географического полюса к другому) соединяют точки с одинаковой долготой. В соответствии с международным соглашением, меридиану, который проходит через Гринвичскую обсерваторию (Лондон, Великобритания) было присвоено значение 0° долготы, иными словами, он был избран в качестве точки отсчёта долготы на земном шаре. Долгота других мест измеряется как угол на восток или запад от нулевого меридиана, в диапазоне от 0° до +180° на восток и от 0° до −180° на запад. Это формирует правостороннюю систему координат, где ось z (большой палец правой руки) направлена от центра Земли к Северному полюсу, а ось x (указательный палец правой руки) простирается от центра Земли через экватор к нулевому меридиану.

Положение точки земной поверхности на меридиане определяется её широтой, которая приблизительно равна углу между местной вертикалью и плоскостью экватора.

Если бы Земля имела правильную сферическую форму и была радиально однородной, то долгота любой точки земной поверхности в точности была бы равна углу между вертикальной плоскостью север-юг, проходящей через эту точку, и плоскостью Гринвичского меридиана. При этом вертикальная плоскость «север-юг», проведённая через любую точку Земли, проходила бы через земную ось. Но поскольку Земля радиально неоднородна и имеет неправильную форму, это приводит к тому, что вертикальная плоскость «север-юг» пересекает плоскость гринвичского меридиана под некоторым углом; этот угол — астрономическая долгота, рассчитанная по наблюдениям звёзд. Долгота, показываемая на картах и ​​устройствах GPS, представляет собой угол между плоскостью Гринвичского меридиана и отклоняющейся от вертикали плоскостью, проведённой через точку; эта отклоняющаяся от вертикали плоскость перпендикулярна поверхности сфероида, выбранной для аппроксимации поверхности уровня моря (но не реальной поверхности уровня моря).

История измерения долготы[править | править код]

Измерение долготы является чрезвычайно важным для картографии и навигации. Определение широты достаточно успешно осуществлялось моряками и путешественниками путём наблюдения с помощью квадранта или астролябии высоты Солнца или нанесённых на карту звёзд. Определение же долготы оказалось куда более сложным, на протяжении веков над ним трудились величайшие научные умы.

Одним из первых способ определения долготы предложил известный путешественник Америго Веспуччи, посвятивший много времени и сил изучению проблемы во время своего пребывания в Новом Свете:

Что касается долготы, я заявляю, что обнаружил, что при её определении я столкнулся с большими трудностями, и мне пришлось очень сильно постараться выяснить расстояние между востоком и западом, которое я преодолел. Конечным результатом моих трудов было то, что я не нашёл ничего лучше, чем наблюдать в ночное время за соединением одной планеты с другой, и особенно за соединением Луны с другими планетами, потому что Луна быстрее в её ходе, чем любая другая планета. Я сравнил свои наблюдения с альманахом. После того, как я провёл эксперименты много ночей, однажды ночью, двадцать третьего августа 1499 года, произошло соединение Луны с Марсом, которое, согласно альманаху, должно было произойти в полночь или полчаса назад. Я обнаружил, что … в полночь положение Марса было три с половиной градуса к востоку

— ^[1]

Наряду с методом Веспуччи, было предложено ещё несколько астрономических методов измерения долготы — Иоганна Вернера (метод лунных расстояний^[en], с XVI по начало XX века^[2]), Галилео Галилея (по положению спутников Юпитера, 1612 год), — но для их реализации требовались сложные астрономические инструменты и вычисления. Более простой способ, изобретение которого приписывают Фризиусу Гемме — сравнение местного солнечного времени с точным в референсной точке (порту) — требовал очень точных часов.

В 1714 году британский парламент предложил огромную премию за разработку метода определения долготы — 10 000 фунтов за метод определения долготы с погрешностью в пределах одного градуса большого круга Земли, то есть в пределах 60 морских миль, 15 000 фунтов, если погрешность будет менее двух третей этого расстояния, 20 000 фунтов, если она будет менее половины этого расстояния^[3]. Для определения долготы с такой погрешностью во время плавания в Вест-Индию требовались часы со среднесуточным уходом не более 3 секунд (при том, что часы в то время считались очень точными, если вообще имели минутную стрелку)^[4].

Плотник и часовщик-самоучка Джон Гаррисон в 1749 году изготовил часы, которые были более точными на море, чем любые другие на суше: среднесуточный уход составлял менее 2 секунд, и после 45 дней плавания погрешность определения долготы составила 10 миль. Однако парламент к тому времени изменил условия конкурса — теперь требовалась не только точность, но и компактность часов. В ответ Гаррисон в 1760 году представил новую модель диаметром 12 см. Эти часы были проверены во время двух плаваний в Вест-Индию — в 1761 и 1764 годах, уход при этом составил 5 секунд за три месяца путешествия. В марте 1776 года ему выплатили премию^[4].

Часы-хронометр были дороги, и на практике всё же обычно долгое время применялся метод лунных расстояний с использованием таблиц, публикуемых в «Морском альманахе», который с 1766 года издавал Невил Маскелайн^[5].

Настоящую революцию в определении долготы произвело изобретение радио в конце XIX века. Теперь сигналы точного времени из пункта с известной долготой можно было принять в любой точке Земли. Затем появилась радионавигация. В настоящее время для определения координат для целей навигации применяются спутниковые системы навигации^[6].

Запись и исчисление долготы[править | править код]

Долгота указывается как угловая величина в диапазоне от 0° (значение на нулевом меридиане) до +180° на востоке и −180° на западе. Греческая буква λ (лямбда)^[7][8], используется для обозначения местоположения места на Земле к востоку или западу от нулевого меридиана.

Каждый градус долготы делится на 60 минут, каждая из которых делится на 60 секунд. Таким образом, долгота указывается в шестидесятеричной системе счисления например, как 23°27′30″ в. д. Для более высокой точности указываются доли угловых секунд. Альтернативное представление использует запись значения долготы в градусах и минутах, где доли минуты выражаются десятичной дробью, например: 23°27,5′ E. Градусы также могут быть выражены в виде десятичной дроби, например: 23,45833° E. Для расчётов угловая мера может быть преобразован в радианы, поэтому долгота также может быть выражена таким образом как дробная часть π.

При расчётах буквенные индексы E и W заменяются знаками «+» (обычно опускается) и «−», если речь идёт о Западном полушарии. Положительные значения долготы в Восточном полушарии обусловлены использованием правосторонней системы декартовых координат с Северным полюсом наверху. Наряду с вышеуказанной системой отсчёта отрицательных значений долготы, изредка (главным образом в США), иногда используется и система, в которой отрицательные значения принимают долготы Восточного полушария; согласно оценке Лаборатории системных исследований Земли^[en] (подразделение NOAA) такой подход более удобен при
обработке координат объектов Западного полушария^[9].

Не существует способов, позволяющих определить долготу точки земной поверхности напрямую, это можно сделать только с использованием учёта времени. Долгота в данной точке может быть определена путём расчета разницы между местным солнечным временем её местоположения и всемирным координированным временем (UTC). Поскольку в сутках 24 часа, а полный круг содержит 360 градусов, солнце движется по небу с угловой скоростью 15° в час. Таким образом, для выполнения точного расчёта долготы местности необходимо установить хронометр (часы) на UTC и определить местное время с помощью солнечного или астрономического наблюдения^{[~ 1]}.

Сингулярность и разрыв долготы[править | править код]

На географических полюсах Земли значения долготы становятся сингулярными, поэтому расчёты, достаточно точные для других местностей, могут оказаться неточными на полюсах или рядом с ними.

Движение литосферных плит и долгота[править | править код]

Литосферные плиты Земли движутся относительно друг друга в разных направлениях со скоростью порядка 50—100 мм в год^[10]. Таким образом, точки на поверхности Земли, лежащие на разных плитах, всегда находятся в движении относительно друг друга. Например, разница в долготе между точкой, расположенной на экваторе в Уганде на Африканской плите и точкой на экваторе в Эквадоре на Южно-Американской плите увеличивается примерно на 0,0014 угловых секунд в год. Эти тектонические движения также влияют на широту точек земной поверхности.

При использовании какой-либо глобальной системы координат (например, WGS 84), долгота места на поверхности будет меняться из года в год. Чтобы минимизировать это изменение, при работе с точками на одной литосферной плите можно использовать другую систему отсчёта, координаты которой зафиксированы на конкретной плите, например, NAD83 для Северной Америки или ETRS89 для Европы.

Длина градуса долготы[править | править код]

Длина градуса долготы на определённой широте зависит только от расстояния от центра Земли до соответствующей параллели. Если форму Земли считать сферической с радиусом a, то длина дуги в один градус долготы (восток-запад) на параллели широты φ будет равна

φ	Δ1 lat, km	Δ1 long, km
0°	110,574	111,320
15°	110,649	107,551
30°	110,852	96,486
45°	111,133	78,847
60°	111,412	55,800
75°	111,618	28,902
90°	111,694	0,000

Если же форму Земли принять за эллипсоид, длина дуги градуса долготы вычисляется^[11][12]

где эксцентриситет эллипсоида e рассчитывается как соотношение между его большой (a) и малой (b) полуосью (соответственно, экваториальным и полярным радиусами Земли)

Альтернативная формула:

Значение сos φ уменьшается от 1 на экваторе до 0 на полюсах; это означает, что параллели «сжимаются» от экватора до точки на полюсах, поэтому длина градуса долготы также уменьшается. Это контрастирует с небольшим (1 %) увеличением длины градуса широты^[en] от экватора к полюсу. Таблица показывает данные для эллипсоида, применяемого в системе координат WGS84, где а = 6378137,0 м и b = 6356752,3142 м. Расстояние между двумя точками на расстоянии 1° на одном и том же круге широты, измеренное вдоль этого круга широты, будет немного больше, чем самое короткое расстояние (геодезическая) между этими точками (за исключением экватора, где эти величины равны); разница составляет менее 0,6 м.

Географическая миля определяется как длина одной минуты дуги вдоль экватора, поэтому длина градуса долготы вдоль экватора составляет ровно 60 географических миль, или 111,3 километра. Протяжённость 1 минуты долготы вдоль экватора составляет 1 географическую милю, или 1,855 км^[13], а длина 1 секунды долготы вдоль экватора составляет 0,016 географической мили, или 30,916 м.

Долгота на других небесных телах[править | править код]

Системы координат на поверхности других небесных тел определяются по аналогии с Землёй, при этом расположение координатной сетки может варьироваться в зависимости от расположения оси вращения и других характеристик соответствующего небесного тела. Для небесных тел с наблюдаемыми жёсткими поверхностями (планет) координатные сетки привязаны к каким-либо элементам поверхности, например кратерам. Условный северный полюс планеты — это тот полюс вращения, который лежит на северной стороне плоскости эклиптики. Расположение нулевого (опорного) меридиана, а также положение северного полюса планеты может изменяться со временем из-за прецессии оси вращения этой планеты (или спутника). Если угол положения опорного меридиана планеты увеличивается со временем, планета имеет прямое вращение; в противном случае вращение называется ретроградным.

При отсутствии другой информации ось вращения планеты считается перпендикулярной к средней плоскости её орбиты; Меркурий и большинство спутников планет находятся в этой категории. Для многих спутников предполагается, что период вращения вокруг своей оси равен периоду обращения вокруг своей планеты. В случае планет-гигантов, поскольку объекты на их поверхностях постоянно меняются и движутся с различными скоростями, используется период вращения их магнитных полей. В случае с Солнцем этот критерий не выполняется (поскольку магнитосфера Солнца очень сложна и не имеет устойчивого вращения), и вместо этого используется значение для скорости вращения солнечного экватора.

При оценке планетографических долгот, по аналогии с Землёй, используются термины «западные долготы» и «восточные долготы» (то есть, долготы, увеличивающиеся в сторону условного востока). При этом планетоцентрическая долгота всегда измеряется положительно на восток, независимо от того, в каком направлении вращается планета. Восток определяется как направление против часовой стрелки, если смотреть на планету сверху со стороны её северного полюса — того, который в наибольшей мере совпадает с северным полюсом Земли. Обозначения планетографических долгот, по аналогии с земными координатами, традиционно записывались с использованием букв «E» и «W» вместо «+» или «−». Например, −91°, 91° W, +269° и 269° E означают одно и то же.

Опорные поверхности для некоторых планет (таких, как Земля и Марс) представляют собой эллипсоиды вращения, для которых экваториальный радиус больше полярного, то есть являются сплюснутыми сфероидами. Меньшие объекты, такие как Ио, Мимас и т. д., как правило, лучше аппроксимируются трехосными эллипсоидами; однако, использование моделей трехосных эллипсоидов усложнило бы многие вычисления, особенно связанные с картографическими проекциями, поэтому в для этих целей в качестве эталонов чаще используются сферические модели.

Для разработки стандарта для карт Марса примерно с 2002 года в качестве нулевого меридиана выбран меридиан, расположенный у кратера Эйри-0^[14]. Для другой планеты с твердой поверхностью, наблюдаемой с Земли — Меркурия — используется термоцентрическая координата: опорный меридиан проходит через точку на экваторе, где отмечена максимальная температура на планете (при этом Солнце кратковременно совершает ретроградное движение в меркурианский полдень во время перигелия). По соглашению, этот меридиан определён точно как 20° долготы к востоку от кратера Хан Кэл^[en][15][16].

Синхронно вращающиеся небесные тела имеют «естественный» опорный меридиан, проходящий через точку, ближайшую к большему небесному телу: 0° — центр первичного полушария, 90° — центр ведущего полушария, 180° — центр противоположному первичному полушария, и 270° — центр заднего полушария^[17]. Однако по причине эллиптических форм планетных орбит и наклона оси вращения планет эта точка на небосводе небесного тела превращается в аналемму.

См. также[править | править код]

• Астрономическая навигация
• Географические координаты
• Широта

Примечания[править | править код]

Комментарии

Источники

Ссылки[править | править код]

• Дерек Хауз. Гринвичское время и открытие долготы

Определение географической долготы

Измерение времени солнечными сутками связано с географическим меридианом. Время, измеренное на данном меридиане, называется местным временем данного меридиана, и оно одинаково для всех пунктов, находящихся на нем. Кульминация любой точки небесной сферы происходит в разное время на разных меридианах земного шара. Причем, чем восточнее земной меридиан, тем раньше в пунктах, лежащих на нем, происходит кульминация или начинаются сутки. Так как Земля за каждый час поворачивается на 15°, то разность времени двух пунктов в один час соответствует и разности долгот в 15° (в часовой мере 1 час). Отсюда можно сделать вывод: разность местного времени двух пунктов на Земле численно равна разности значений долготы, выраженных в часовой мере. Для пунктов земной поверхности, расположенных на географических долготах (lambda_{1}) и (lambda_{2}), получим: [T_{lambda_{1}} – T_{lambda_{2}} = lambda_{1} – lambda_{2}.]

За начальный (нулевой) меридиан для отсчета географической долготы принят меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию близ Лондона. Местное среднее солнечное время Гринвичского меридиана называется всемирным временем. Все сигналы точного времени соответствуют минутам и секундам всемирного времени. В астрономических календарях и ежегодниках моменты большинства явлений указываются по всемирному времени. Моменты этих явлений по местному времени какого-либо пункта легко определить, зная долготу этого пункта от Гринвича.

Если в данный момент на Гринвичском меридиане всемирное время будет (T_{0}), то в местности с географической долготой (lambda) будет (T_{lambda}). Следовательно, формула (T_{lambda_{1}} – T_{lambda_{2}} = lambda_{1} – lambda_{2}) при (lambda_{0} = 0) примет вид: [lambda = T_{lambda} – T_{0}.]

Данная формула позволяет находить географическую долготу по всемирному времени ((T_{0})) и местному времени ((T_{lambda})), которое определяется из астрономических наблюдений.

С другой стороны, зная долготу места наблюдения ((lambda)) и всемирное время ((T_{0})), можно определить местное время ((T_{lambda})): [T_{lambda} = T_{0} + lambda.]

Различие между местным временем даже не очень далеко расположенных друг от друга населенных пунктов создает неудобства в повседневной жизни. Так, например, местное время в Бресте и Витебске отличается на 26 мин. Жители этих городов, приезжая друг к другу в гости, должны были бы постоянно переводить стрелки часов. Отсюда возникла необходимость введения поясной системы счета среднего солнечного времени. Согласно этой системе, весь земной шар разделен на 24 часовых пояса, каждый из которых простирается по долготе на 15° (или 1 ч). Часовой пояс Гринвичского меридиана считается нулевым. Остальным поясам, в направлении от нулевого на восток, присвоены номера от 1 до 23. В пределах одного пояса во всех пунктах в каждый момент поясное время одинаково. В соседних поясах оно отличается ровно на один час. Границы поясов в малонаселенных местах, на морях и океанах проходят по меридианам, отстоящим на 7,5° к востоку и западу от центрального меридиана данного часового пояса. В остальных районах границы поясов для большего удобства проведены по государственным и административным границам, горным хребтам, рекам и другим естественным рубежам.

Зная всемирное время ((T_{0})) и номер пояса данного места ((n)), можно найти поясное время: [T_{n} = T_{0} + n.]

Исключив (T_{0}) из формул (T_{lambda_{1}} – T_{lambda_{2}} = lambda_{1} – lambda_{2}) и (T_{n} = T_{0} + n), получим соотношение, позволяющее определять географическую долготу по поясному времени ((T_{n})) и времени для местности с географической долготой (lambda) ((T_{lambda})): [T_{n} – T_{lambda} = n – lambda.]

Система поясного счета времени устраняет неудобства, связанные с использованием как местного, так и всемирного времени. Часы, поставленные по поясному времени, показывают одно и то же количество секунд и минут во всех часовых поясах, но эти показания различаются только на целое число часов.

В целях экономии и рационального распределения электроэнергии в течение суток на летний период в некоторых странах весной стрелки часов переводят на час вперед — вводят летнее время. Разумеется, осенью часы снова ставят по поясному времени.

Существует граница, открывающая новую дату и день недели. Международная линия перемены дат проходит через Берингов пролив между островами Тихого океана от Северного полюса до Южного полюса (меридиан 180°).

Более надежным и удобным временем считается атомное время, которое было введено Международным Комитетом мер и весов в 1964 г. За эталон приняты атомные (квантовые) часы. По таким часам секунда — это промежуток времени, за который проходит 9 192 631 770 колебаний электромагнитной волны, излучаемой атомом цезия. С 1 января 1972 г. все страны земного шара ведут счет времени по атомным часам.

Атомное время очень удобно для исследования самой Земли, потому что с его помощью можно изучать неравномерности во вращении нашей планеты. Ошибка хода атомных часов невелика — примерно 1 с за 50 тыс. лет.

Читать далее

Солнце всегда освещает только половину земного шара: на одном полушарии — день, а на другом в это время ночь, соответственно всегда есть точки, где в данный момент полдень и Солнце находится в верхней кульминации. По мере того как Земля вращается вокруг оси, полдень наступает в тех местах, которые лежат всё западнее. По положению Солнца (или звёзд) на небе определяется местное время для любой точки земного шара. Местное время в двух пунктах (T1 и T2) отличается ровно на столько, на сколько отличается их географическая долгота:

T1 – T2 = λ1 – λ2.

Ясно, что полдень наступает в данном пункте Земли позже, чем в другом, ровно на столько, сколько времени нужно планете, чтобы повернуться на угол, соответствующий разности их долгот. Так, например, в Санкт-Петербурге, который находится на 8°45ʹ западнее Москвы, полдень наступает на 35 мин позднее.

Определив из наблюдений местное время в данном пункте и сравнив его с местным временем другого, географическая долгота которого известна, можно вычислить географическую долготу пункта наблюдения. Условились отсчитывать долготу от начального (нулевого) меридиана, проходящего через Гринвичскую обсерваторию. Местное время этого меридиана называют всемирным временем — Universal Time (UT). Тогда

T1 = UT + λ1,

иначе говоря, местное время любого пункта равно всемирному времени в этот момент плюс долгота данного пункта от начального меридиана, выраженная в часовой мере.

До недавнего времени, принимая эти сигналы и определяя местное время по моментам кульминации звёзд, вычисляли точные координаты любого пункта земной поверхности. Сейчас точная навигация осуществляется средствами спутниковых систем ГЛОНАСС и GPS (Global Positioning System). Пункты с точно определёнными координатами служат опорными точками при составлении карт, прокладке трасс газопроводов, автомобильных и железных дорог, строительстве крупных объектов и ряде других работ. Сигналы точного времени, наряду с другими средствами (радиомаяками, навигационными спутниками и т. п.), необходимы в авиационной и морской навигации.

Если бы в своей повседневной жизни мы пользовались местным временем, то по мере передвижения на запад или восток приходилось бы непрерывно передвигать стрелки часов. Возникающие при этом неудобства столь очевидны, что в настоящее время практически всё население земного шара пользуется поясным временем.

Поясная система счёта времени была предложена в 1884 г. Согласно этой системе весь земной шар был разделён по долготе на 24 часовых пояса (по числу часов в сутках), каждый из которых занимает примерно 15°. По сути дела, счёт времени по этой системе ведётся только на 24 основных меридианах, отстоящих друг от друга на 15° по долготе. Время на этих меридианах, которые расположены примерно посередине каждого часового пояса, отличается ровно на один час. Местное время основного меридиана данного пояса называется поясным временем. По нему ведётся счёт времени на всей территории, относящейся к этому часовому поясу. Поясное время, которое принято в конкретном пункте, отличается от всемирного на число часов, равных номеру его часового пояса:

T = UT + n,

где UT — всемирное время, а n — номер часового пояса.

Границами часовых поясов являются линии, которые идут от Северного полюса Земли до Южного и отстоят приблизительно на 7,5° от основных меридианов. Эти границы далеко не всегда проходят строго по меридианам, а проведены по административным границам областей или других регионов так, чтобы на всей их территории действовало одно и то же время (рис. 2.18). Естественно, например, что Москва живёт по времени одного (второго) часового пояса. Если же формально следовать принятому правилу деления на часовые пояса, то нужно было бы провести границу пояса так, что город оказался бы разделённым на две неравные части.

В нашей стране поясное время было введено с 1 июля 1919 г. С тех пор границы часовых поясов неоднократно пересматривались и изменялись.

В конце XX в. в России несколько раз вводилось и затем отменялось декретное время, которое на 1 ч опережает поясное. В январе 1992 г. оно было в последний раз установлено, и теперь в повседневной жизни мы снова используем это время, называя его местным временем.

Многие страны весной переходят на «летнее время», переводя стрелки часов на 1 ч вперёд по отношению к «зимнему времени», к которому они возвращаются поздней осенью.

В России с апреля 2011 г. такая операция не проводится. До октября 2014 г. местное время на 1 ч опережало декретное и, в частности, в Москве было равно всемирному времени, увеличенному на 4 ч. С октября 2014 г. в России было возвращено декретное время, и разница между московским и всемирным временем стала равной 3 ч.

Календарь

Система счёта длительных промежутков времени, согласно которой устанавливается определённая продолжительность месяцев, их порядок в году и начальный момент отсчёта лет, называется календарём. Календарь, которым мы пользуемся в настоящее время, создан в результате длительных поисков наиболее удобной для этих целей системы. На протяжении истории человечества существовало более 200 различных календарей.

Уже на первом этапе развития цивилизации некоторые народы стали пользоваться лунными календарями. В этих календарях чередовались месяцы продолжительностью 29 и 30 суток. Началом месяца всегда считалось новолуние. Временной интервал между последовательными новолуниями составляет 29,5 суток — такова периодичность смены фаз Луны, связанная с её обращением вокруг Земли. При таком календаре не получается полного согласования с продолжительностью года, которая составляет приблизительно 365,25 суток. Двенадцать лунных месяцев содержат всего 354 дня. Для устранения несогласованности между лунным и солнечным годом в различных лунных календарях были предложены необходимые поправки.

В солнечном календаре за основу берётся продолжительность тропического года, который представляет собой промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Тропический год составляет 365 суток 5 часов 48 минут 46,1 секунды. Поскольку число суток в году не может быть дробным, во всех календарях большая часть лет содержит 365 суток и вводится правило, по которому определённые годы имеют продолжительность на сутки больше. В зависимости от этого средняя продолжительность года по тому или иному календарю в большей или меньшей степени приближается к продолжительности тропического года.

В Древнем Египте в V тысячелетии до н. э. был введён календарь, который состоял из 12 месяцев по 30 дней в каждом и дополнительных 5 дней в конце года. Такой календарь давал ежегодно отставание в 0,25 суток, или 1 год за 1460 лет.

Непосредственный предшественник современного календаря был разработан в Древнем Риме по приказу императора Юлия Цезаря и потому получил название юлианского. Год, согласно этому календарю, состоял из 12 месяцев и содержал 365 или 366 суток. Лишние сутки добавлялись каждые четыре года: такие годы, номер которых делится на четыре, получили название високосных.

С учётом високосных лет продолжительность года по юлианскому календарю (старому стилю) отличалась от продолжительности тропического года на 11 минут 14 секунд, что давало ошибку в 1 сутки за 128 лет, или 3 суток примерно за 400 лет. Юлианский календарь был принят в качестве христианского в 325 г. н. э., и ко второй половине XVI в. расхождение достигло уже 10 суток.

В России новый стиль был введён только с 1 февраля 1918 г. К этому времени между ним и старым стилем накопилась разница в 13 дней. Эта разница сохранится до 2100 г., который по старому стилю должен был бы считаться високосным, а по новому — простым. Различие между старым и новым стилем обычно указывается, когда мы имеем дело с событиями, относящимися к прошлому. Так, например, мы говорим, что К. Э. Циолковский родился 5 (17) сентября 1857 г.

Нумерация лет как по новому, так и по старому стилю ведётся от года Рождества Христова, наступления новой эры. В России новая эра была введена указом Петра I, согласно которому после 31 декабря 7208 г. «от сотворения мира» наступило 1 января 1700 г. от Рождества Христова.

From Wikipedia, the free encyclopedia

Orientation of astronomical coordinates

A star’s   galactic,   ecliptic, and   equatorial coordinates, as projected on the celestial sphere. Ecliptic and equatorial coordinates share the   March equinox as the primary direction, and galactic coordinates are referred to the   galactic center. The origin of coordinates (the “center of the sphere”) is ambiguous; see celestial sphere for more information.

Astronomical coordinate systems are organized arrangements for specifying positions of satellites, planets, stars, galaxies, and other celestial objects relative to physical reference points available to a situated observer (e.g. the true horizon and north cardinal direction to an observer situated on the Earth’s surface).^[1] Coordinate systems in astronomy can specify an object’s position in three-dimensional space or plot merely its direction on a celestial sphere, if the object’s distance is unknown or trivial.

Spherical coordinates, projected on the celestial sphere, are analogous to the geographic coordinate system used on the surface of Earth. These differ in their choice of fundamental plane, which divides the celestial sphere into two equal hemispheres along a great circle. Rectangular coordinates, in appropriate units, have the same fundamental (x, y) plane and primary (x-axis) direction, such as a rotation axis. Each coordinate system is named after its choice of fundamental plane.

Coordinate systems[edit]

The following table lists the common coordinate systems in use by the astronomical community. The fundamental plane divides the celestial sphere into two equal hemispheres and defines the baseline for the latitudinal coordinates, similar to the equator in the geographic coordinate system. The poles are located at ±90° from the fundamental plane. The primary direction is the starting point of the longitudinal coordinates. The origin is the zero distance point, the “center of the celestial sphere”, although the definition of celestial sphere is ambiguous about the definition of its center point.

Coordinate system[2]	Center point (origin)	Fundamental plane (0° latitude)	Poles	Coordinates	Primary direction (0° longitude)
Latitude	Longitude
Horizontal (also called alt–az or el-az)	Observer	Horizon	Zenith, nadir	Altitude (a) or elevation	Azimuth (A)	North or south point of horizon
Equatorial	Center of the Earth (geocentric), or Sun (heliocentric)	Celestial equator	Celestial poles	Declination (δ)	Right ascension (α) or hour angle (h)	March equinox
Ecliptic	Ecliptic	Ecliptic poles	Ecliptic latitude (β)	Ecliptic longitude (λ)
Galactic	Center of the Sun	Galactic plane	Galactic poles	Galactic latitude (b)	Galactic longitude (l)	Galactic Center
Supergalactic		Supergalactic plane	Supergalactic poles	Supergalactic latitude (SGB)	Supergalactic longitude (SGL)	Intersection of supergalactic plane and galactic plane

Horizontal system[edit]

The horizontal, or altitude-azimuth, system is based on the position of the observer on Earth, which revolves around its own axis once per sidereal day (23 hours, 56 minutes and 4.091 seconds) in relation to the star background. The positioning of a celestial object by the horizontal system varies with time, but is a useful coordinate system for locating and tracking objects for observers on Earth. It is based on the position of stars relative to an observer’s ideal horizon.

Equatorial system[edit]

The equatorial coordinate system is centered at Earth’s center, but fixed relative to the celestial poles and the March equinox. The coordinates are based on the location of stars relative to Earth’s equator if it were projected out to an infinite distance. The equatorial describes the sky as seen from the Solar System, and modern star maps almost exclusively use equatorial coordinates.

The equatorial system is the normal coordinate system for most professional and many amateur astronomers having an equatorial mount that follows the movement of the sky during the night. Celestial objects are found by adjusting the telescope’s or other instrument’s scales so that they match the equatorial coordinates of the selected object to observe.

Popular choices of pole and equator are the older B1950 and the modern J2000 systems, but a pole and equator “of date” can also be used, meaning one appropriate to the date under consideration, such as when a measurement of the position of a planet or spacecraft is made. There are also subdivisions into “mean of date” coordinates, which average out or ignore nutation, and “true of date,” which include nutation.

Ecliptic system[edit]

The fundamental plane is the plane of the Earth’s orbit, called the ecliptic plane. There are two principal variants of the ecliptic coordinate system: geocentric ecliptic coordinates centered on the Earth and heliocentric ecliptic coordinates centered on the center of mass of the Solar System.

The geocentric ecliptic system was the principal coordinate system for ancient astronomy and is still useful for computing the apparent motions of the Sun, Moon, and planets.^[3]

The heliocentric ecliptic system describes the planets’ orbital movement around the Sun, and centers on the barycenter of the Solar System (i.e. very close to the center of the Sun). The system is primarily used for computing the positions of planets and other Solar System bodies, as well as defining their orbital elements.

Galactic system[edit]

The galactic coordinate system uses the approximate plane of our galaxy as its fundamental plane. The Solar System is still the center of the coordinate system, and the zero point is defined as the direction towards the galactic center. Galactic latitude resembles the elevation above the galactic plane and galactic longitude determines direction relative to the center of the galaxy.

Supergalactic system[edit]

The supergalactic coordinate system corresponds to a fundamental plane that contains a higher than average number of local galaxies in the sky as seen from Earth.

Converting coordinates[edit]

Conversions between the various coordinate systems are given.^[4] See the notes before using these equations.

Notation[edit]

Hour angle ↔ right ascension[edit]

Equatorial ↔ ecliptic[edit]

The classical equations, derived from spherical trigonometry, for the longitudinal coordinate are presented to the right of a bracket; dividing the first equation by the second gives the convenient tangent equation seen on the left.^[5] The rotation matrix equivalent is given beneath each case.^[6] This division is ambiguous because tan has a period of 180° (π) whereas cos and sin have periods of 360° (2π).

Equatorial ↔ horizontal[edit]

Azimuth (A) is measured from the south point, turning positive to the west.^[7]
Zenith distance, the angular distance along the great circle from the zenith to a celestial object, is simply the complementary angle of the altitude: 90° − a.^[8]

In solving the tan(A) equation for A, in order to avoid the ambiguity of the arctangent, use of the two-argument arctangent, denoted arctan(x,y), is recommended. The two-argument arctangent computes the arctangent of y/x, and accounts for the quadrant in which it is being computed. Thus, consistent with the convention of azimuth being measured from the south and opening positive to the west,

,

where

.

If the above formula produces a negative value for A, it can be rendered positive by simply adding 360°.

^[a]

Again, in solving the tan(h) equation for h, use of the two-argument arctangent that accounts for the quadrant is recommended. Thus, again consistent with the convention of azimuth being measured from the south and opening positive to the west,

,

where

Equatorial ↔ galactic[edit]

These equations^[14] are for converting equatorial coordinates to Galactic coordinates.

are the equatorial coordinates of the North Galactic Pole and is the Galactic longitude of the North Celestial Pole. Referred to J2000.0 the values of these quantities are:

If the equatorial coordinates are referred to another equinox, they must be precessed to their place at J2000.0 before applying these formulae.

These equations convert to equatorial coordinates referred to B2000.0.

Notes on conversion[edit]

• Angles in the degrees ( ° ), minutes ( ′ ), and seconds ( ″ ) of sexagesimal measure must be converted to decimal before calculations are performed. Whether they are converted to decimal degrees or radians depends upon the particular calculating machine or program. Negative angles must be carefully handled; –10° 20′ 30″ must be converted as −10° −20′ −30″.
• Angles in the hours ( ^h ), minutes ( ^m ), and seconds ( ^s ) of time measure must be converted to decimal degrees or radians before calculations are performed. 1^h = 15°; 1^m = 15′; 1^s = 15″
• Angles greater than 360° (2π) or less than 0° may need to be reduced to the range 0°−360° (0–2π) depending upon the particular calculating machine or program.
• The cosine of a latitude (declination, ecliptic and Galactic latitude, and altitude) are never negative by definition, since the latitude varies between −90° and +90°.
• Inverse trigonometric functions arcsine, arccosine and arctangent are quadrant-ambiguous, and results should be carefully evaluated. Use of the second arctangent function (denoted in computing as atn2(y,x) or atan2(y,x), which calculates the arctangent of y/x using the sign of both arguments to determine the right quadrant) is recommended when calculating longitude/right ascension/azimuth. An equation which finds the sine, followed by the arcsin function, is recommended when calculating latitude/declination/altitude.
• Azimuth (A) is referred here to the south point of the horizon, the common astronomical reckoning. An object on the meridian to the south of the observer has A = h = 0° with this usage. However, n Astropy’s AltAz, in the Large Binocular Telescope FITS file convention, in XEphem, in the IAU library Standards of Fundamental Astronomy and Section B of the Astronomical Almanac for example, the azimuth is East of North. In navigation and some other disciplines, azimuth is figured from the north.
• The equations for altitude (a) do not account for atmospheric refraction.
• The equations for horizontal coordinates do not account for diurnal parallax, that is, the small offset in the position of a celestial object caused by the position of the observer on the Earth’s surface. This effect is significant for the Moon, less so for the planets, minute for stars or more distant objects.
• Observer’s longitude (λ_o) here is measured positively westward from the prime meridian; this is contrary to current IAU standards.

See also[edit]

• Apparent longitude
• Azimuth – Horizontal angle from north or other reference cardinal direction
• Barycentric celestial reference system – Celestial coordinate system
• Celestial sphere – Imaginary sphere of arbitrarily large radius, concentric with the observer
• International Celestial Reference System and Frame – Current standard celestial reference system and frame
• Orbital elements – Parameters that uniquely identify a specific orbit
• Planetary coordinate system – Coordinate system for planets
• Terrestrial reference frame – The reference frame as one views from earth

Notes[edit]

References[edit]

External links[edit]

• NOVAS, the United States Naval Observatory’s Vector Astrometry Software, an integrated package of subroutines and functions for computing various commonly needed quantities in positional astronomy.
• SOFA, the IAU’s Standards of Fundamental Astronomy, an accessible and authoritative set of algorithms and procedures that implement standard models used in fundamental astronomy.
• This article was originally based on Jason Harris’ Astroinfo, which comes along with KStars, a KDE Desktop Planetarium for Linux/KDE.

Решебник по астрономии 11 класс на урок №5 (рабочая тетрадь) – Измерение времени. Определение географической долготы

1. Закончите предложения.

Истинными солнечными сутками называют движение центра солнечного диска.

Звездными сутками называют промежуток времени между двумя последовательными одноимёнными кульминациями точки весеннего равноденствия.

Среднее солнечное время — это промежуток времени от нижней кульминации среднего солнца на данном меридиане до любого другого положения.

Для наблюдателей, находящихся на одном и том же меридиане, кульминация Солнца (как и любого другого светила) происходит в одно и то же время.

Разность значений местного времени в двух пунктах земной поверхности в один и тот же физический момент равна разности значения их географических долгот.

2. Определите географическую долготу места наблюдения, если:

а) в местный полдень путешественник отметил 14 ч 13 мин по гринвичскому времени;
б) по сигналам точного гринвичского времени 8 ч 00 мин 00 с геолог зарегистрировал 10 ч 13 мин 42 с местного времени;
в) штурман лайнера в 17 ч 52 мин 37 с местного времени принял сигнал точного гринвичского времени 12 ч 00 мин 00 с;
г) путешественники в местный полдень отметили 17 ч 35 мин по гринвичскому времени.

Решение.

а) λ = T_M — T₀; λ = 12^ч00^м — 14^ч13^м = = 2^ч13^м з. д.

б) λ = T_M — T₀; λ =10^ч13^м42^с — 8^ч00^м00^с = 2^ч13^м42^с в. д.

в) λ = 17^ч52^м37^с — 12^ч00^м00^с = 5^ч52^м37^с в. д.

г) λ = 12^ч00^м — 17^ч35^м = 5^ч35^м з. д.

3. Закончите предложения.

Поясной счет времени осуществляется по принципу: весь земной шар разделён на 24 часовых пояса, каждый из которых простирается на долготе 15°; в пределах одного пояса во всех пунктах время одинаковое.

Местным временем называют время в зависимости от пояса, на котором мы находимся.

Летнее время вводят для того, чтобы более эффективно использовать светлое время суток.

В основе календаря лежат следующие периодические астрономические явления: смена дня и ночи, изменение лунных фаз, смена поры года.

Григорианский календарь (новый стиль), пришедший на смену юлианскому календарю (старый стиль), имеет следующие особенности: изменено правило високосных лет (не каждый 4 год — високосный). Високосным годом может считаться год, который заканчивается на два нуля, в котором число сотен кратно четырём. Остальные года — невисокосные.