Экваториальная система координат

Основ­ная линия экваториальной системы координат — ось мира PF. Отсчёт координат ведётся по боль­шому кругу — кругу склонений PMP’, проведённому от по­люса через светило. По кругу склонений от экватора в обе сто­роны отсчитывается координата δ — склонение. Другая коор­дината — прямое восхождение α — отсчитывается от точки весеннего равноденствия ♈ в направлении, про­тивоположном направлению вращения небесной сферы. В этой точке Солнце в своём годичном движении пересекает экватор 21 марта — в день весеннего равноденствия.

В отличие от других координат а измеряется в особой ча­совой мере углов. Окружность делится на 24 ч (24^ч), час — на 60 мин (60^м), минута — на 60 с (60^с). Соотношения меж­ду градусной и часовой мерами даны в таблице.

Экваториальная система координат жёстко связана с небес­ной сферой, поэтому она применяется для создания звёздных каталогов и карт.

Небесная сфера вращается, но горизонтальная система коор­динат, жёстко связанная с на­блюдателем, остаётся непо­движной. Именно поэтому в разное время мы видим одно и то же светило в разных ча­стях небосвода. Но можно определить, когда и где то или иное светило находится над горизонтом. Если это нельзя узнать, то и ката­логи, и сама экваториальная система координат лишаются смысла. Задача эта называет­ся «переход от экваториаль­ной системы координат к го­ризонтальной» (рис. 19). Материал с сайта http://wiki-what.com

Первая часть задачи реша­ется сравнительно легко. На данных схемах необходимо наклонить полярную ось под уг­лом φ к горизонту. Так же нужно наклонить и одну из осей (её называют полярной, она должна быть параллельна оси мира) монтировки телескопа. Теперь нужно вращать телескоп вокруг горизонтальной оси так, чтобы угол между оптической осью телескопа и его полярной осью был равен δ. Чтобы найти нуж­ную звезду, необходимо вращать телескоп вокруг полярной оси. Найдя её, можно следить за звездой, следуя вращению небесной сферы.

Но такой метод не слишком удобен. Ведь нужная звезда может быть под горизонтом или зайти слишком быстро после начала наблюдений, т. е. нужно вычислить ещё и угол меж­ду меридианом и кругом склонений звезды. По определению он равен двугранному углу между соответствующими плоско­стями. Этот угол t на рисунке 19 называется часовым углом, поскольку определяется временем, которое проходит между верхней кульминацией светила и моментом наблюдения.