2.4. Экваториальная система

Плоскость экватора Земли пересекает небесную сферу по большому кругу, называемому небесным экватором. Небесный экватор пересекается с горизонтом наблюдателя в точках востока и запада.

Рис. 2.4.

Поскольку угол между небесным экватором и зенитом есть широта наблюдателя, то очевидно, что высота северного полюса мира Р равна широте наблюдателя.

Большой полукруг, проходящий через северный Р и южный Q полюсы мира, называется меридианом. Меридиан, проходящий через небесное тело X (большой полукруг PXBQ), пересекает небесный экватор в точке В (рис. 2.4). Жирной линией на рис. 2.4 выделен меридиан наблюдателя PZTSQ.

Наблюдая небо, можно заметить, что все естественные небесные тела восходят на востоке, после чего их высота увеличивается до

момента прохождения через меридиан наблюдателя, а затем уменьшается вплоть до захода тела на западе. Напротив, большинство искусственных спутников в настоящее время восходят на западе и заходят на востоке, но мы не будем на этом останавливаться. На самом деле звезда описывает малый круг (образующийся при пересечении с небесной сферой плоскости, не проходящей через центр сферы), параллельный небесному экватору, причем ее движение по кругу происходит в направлении, указанном стрелкой. Такой круг называется суточной параллелью. Склонение звезды б равно ее угловому расстоянию от экватора, измеряемому вдоль меридиана звезды и выраженному в градусах. Оно отсчитывается в северном или южном направлении от экватора и изменяется от О до ±90°, причем склонение считается положительным, если отсчитывается в северном направлении.

Таким образом, звезда пересекает меридиан в точке U, заходит в точке V, восходит в L и снова пересекает меридиан спустя 24 часа. Угол ZPX называется часовым углом Н звезды и измеряется в западном направлении (независимо от того, в северном или южном полушарии находится наблюдатель) от меридиана наблюдателя до меридиана звезды. Этот угол может изменяться от до или от 0 до 360°. Следовательно, каждые звездные (сидерические) сутки часовой угол звезды увеличивается на (см. разд. 2.10.1).

Если на экваторе выбрать неподвижную относительно звезд точку Т. то ее угловое расстояние от точки пересечения меридиана, проходящего через X, с экватором в противоположность часовому углу объекта X меняться не будет. Тогда положение любого светила на небесной сфере можно характеризовать его склонением и углом между меридианом светила и меридианом, проходящим через точку Т. которая называется точкой весеннего равноденствия. Угол между Т и точкой пересечения меридиана светила с экватором называется прямым восхождением а тела. Прямое восхождение измеряется вдоль экватора от Т в восточном направлении и может изменяться от до или от 0 до 360°, т. е. прямое восхождение измеряется в направлении, противоположном направлению измерения часового угла. Это определение справедливо для наблюдателей, находящихся как в северном, так и в южном полушарии. При изображении небесной сферы рекомендуется: 1) выделять жирной линией меридиан наблюдателя, 2) указывать стрелкой на экваторе западное направление, в котором отсчитывается часовой угол, 3) указывать стрелкой на экваторе восточное направление, в котором отсчитывается прямое восхождение.

За начало экваториальной системы можно взять точку на поверхности Земли, в которой находится наблюдатель, центр Земли или центр Солнца. Тогда соответствующая небесная сфера, построенная вокруг этого начала, будет называться топоцентрической,

геоцентрической или гелиоцентрической. При наблюдении звезд используются геоцентрические экваториальные координаты, причем звездные каталоги содержат прямые восхождения и склонения звезд относительно точки весеннего равноденствия и экватора, например, на эпоху 1950,0. Имея дело с орбитами планет, часто используют гелиоцентрические экваториальные координаты, а в случае орбит искусственных спутников Земли обычно обращаются к геоцентрической экваториальной небесной сфере, поскольку основной вклад в возмущающее воздействие со стороны гравитационного поля Земли вносит экваториальное вздутие Земли.

Для удаленных тел, таких, как звезды, размеры Земли пренебрежимо малы по сравнению с расстоянием от Земли. Поэтому наблюдения этих тел не зависят от положения наблюдателя на поверхности Земли. В случае наблюдения планет, Солнца, Луны или космических аппаратов положение наблюдателя на поверхности Земли имеет большое значение. Направление, в котором наблюдатель видит такой объект, отличается от направления, в котором видел бы этот объект гипотетический наблюдатель, находящийся в центре Земли. В ежегоднике «Астрономические эфемериды» и других изданиях положения естественных небесных тел затабулированы по отношению к геоцентрической небесной сфере. Для перехода от геоцентрических координат к топоцентрическим необходимо вносить поправки в приводимые в справочниках значения широты и долготы объекта. Аналогичная процедура необходима и в случае вычисления положения искусственного спутника Земли. Более подробно процедура вычисления таких поправок будет обсуждаться в гл. 3.