Критическое исследование хронологии древнего мира. Античность. Том 1

Долготой светила называется дуга эклиптики от точки весны до точки пересечения эклиптики с кругом широты светила. Она отсчитывается от 0 до 360° в направлении возрастания прямых восхождений. Широтой светила называется дуга круга широты от эклиптики до светила, отсчитываемая от 0 до 90° к северу и от 0 до–90° к югу. Долгота и широта называются эклиптическими (или эклиптикальными) координатами.

 

Суточное движение

Картина суточного движения светил нам всем хорошо известна. Каждое светило равномерно движется по кругу, параллельному экватору, против часовой стрелки (для наблюдателя в северном Полушарии Земли). Если полярное расстояние ρ звезды меньше (северной) географической широты φ места наблюдения, то этот круг целиком лежит выше горизонта. Такая звезда называется незаходящей. Если φ<ρ и φ+ρ>180°, то звезда никогда не появляется над горизонтом (невосходящая звезда). Если ρ и φ<180°, то звезда всходит и заходит. Восход (заход) звезды, совпадающий с восходом (заходом) Солнца, называется гелиакическим.

Прохождение светила через меридиан при суточном вращении называется его кульминацией. Если светило кульминирует к югу от северного полюса мира, кульминация называется верхней; в противном случае — нижней.

Период времени, равный 24 часам звездного времени, т.е. время между двумя последовательными верхними кульминациями какой–нибудь звезды (мы пренебрегаем здесь собственными движениями звезд), называется звездными сутками. Время возвращения Солнца в его годовом движении по небесной сфере к какой–нибудь звезде (т.е. период обращения Земли по орбите) называется звездным (или сидерическим) годом. Он короче тропического года на 20 мин.

 

Определение координат светил из наблюдений

Полярное расстояние незаходящей звезды равно полуразности ее зенитных расстояний в кульминациях. Поэтому наблюдение кульминаций позволяет определить склонение незаходящих звезд. Для любой звезды сумма склонения, зенитного расстояния в нижней кульминации и географической широты места наблюдения равна 180°. Поэтому из наблюдений незаходящих (лучше всего околополярных) звезд можно определить широту места, после чего для вычисления склонения произвольной звезды достаточно измерить ее зенитное расстояние в любой кульминации. Таким образом, для определения склонений звезд достаточно уметь измерять их зенитные расстояния « кульминациях, что без труда осуществляется простейшими угломерными инструментами, неподвижно закрепленными в плоскости меридиана (если, конечно, не требовать большой точности),

Если прямые восхождения отсчитываются не от точки весны, а от какой–нибудь яркой звезды (как это и было на заре астрономии), то для определения прямого нисхождения любого светила достаточно часов, поскольку оно равно разности момента кульминаций светила и момента кульминаций «начальной» звезды. Но при отсчете прямого восхождения от точки весны, не отмеченной на небесной сфере никакой яркой звездой, приходится для их измерения поступать довольно сложным образом. Можно, например, измеряя меридианные зенитные расстояния Солнца, найти его склонение. Оно непрерывно изменяется, достигая максимума в период солнцестояний. Поскольку этот максимум равен наклону эклиптики к экватору, мы тем самым, в частности, найдем и этот наклон. Но, зная наклон эклиптики к экватору и склонение Солнца, можно, решая соответствующий сферический треугольник, найти и прямое восхождение Солнца. После этого остается принять Солнце за «начальную» звезду. Поскольку наблюдения Солнца сложны с технической стороны и недостаточно точны, для определения точки весны привлекаются наблюдения других тел Солнечной системы, в частности малых планет.

Во всяком случае, мы видим, что основой измерения обеих экваториальных координат (склонения и прямого восхождения) являются наблюдения звезд в кульминациях. Для этого требуются только достаточно точный угломерный инструмент (для измерения зенитных расстояний) и точные часы (для измерения момента кульминации).

На измерение зенитных расстояний вредное влияние оказывает рефракция (преломление лучей в атмосфере Земли). Ошибка рефракции может достигать 0,5°.

Вместо экваториальных координат, иногда удобнее с помощью инструментов типа теодолита или астролябии получать непосредственно из наблюдений горизонтальные координаты светил (на азимут рефракция не влияет), которые можно по формулам сферической тригонометрии пересчитать, зная точное время наблюдений, в склонение и прямое восхождение.