Склонение (астрономия)

Склонение и прямое восхождение светила.

Склонение (δ; также dec — от англ. declination) в астрономии — координата объекта на небесной сфере, используемая в первой и второй экваториальной системе координат. Склонение равно угловому расстоянию на небесной сфере от плоскости небесного экватора до светила, причём оно положительно для северной полусферы и отрицательно для южной[1].

Склонение δ вместе с часовым углом t образуют первую экваториальную систему координат. Склонение вместе с прямым восхождением α образуют вторую экваториальную систему координат — систему небесных координат, общепринятую в астрономии: оно удобно тем, что, в отличие от высоты, не меняется из-за суточного движения[1].

Склонение обычно выражается в градусах, минутах и секундах дуги. Склонение положительно к северу от небесного экватора и отрицательно к югу от него, и находится в пределах от −90° до +90° включительно. У склонения принято указывать знак, даже если оно положительно.

  • Любая точка небесного экватора имеет склонение 0°;
  • Склонение северного полюса мира равно +90°;
  • Склонение южного полюса мира равно −90°.

Иногда склонение заменяется полярным расстоянием , которое меняется в пределах от 0 до +180° и равно расстоянию до северного полюса мира.

Склонение связано с высотами верхней и нижней кульминации через широту φ (в этом случае южная широта считается отрицательной)[2]:

причём, если величина под модулем больше нуля — верхняя кульминация происходит к югу от зенита, а если меньше — к северу. Если широта места наблюдения равна склонению светила — высота равна 90 градусам и происходит в зените.

причём, если величина под модулем больше нуля — нижняя кульминация проходит к северу от надира, а если меньше — к югу. Если сумма широты и склонения равна нулю, то нижняя кульминация происходит в надире.

Если наблюдатель находится в северном полушарии, то чем больше склонение, тем дольше светило проводит над горизонтом. Если в южном — наоборот. Если наблюдатель находится на экваторе, то любое светило будет проводить над горизонтом половину звёздных суток, длящихся 23h56m. Светило с нулевым склонением также будет находиться над горизонтом половину звёздных суток при наблюдении из любой точки.

Если высота нижней кульминации светила больше нуля — это значит, что светило всегда находится над горизонтом, и такие светила называются незаходящими. Если же высота верхней кульминации меньше нуля — наоборот, светило всегда находится под горизонтом и называется невосходящим[3].

Тем не менее, восходящие и заходящие светила видно только в определённое для каждого из них время года: в зависимости от положения Солнца, оно может быть над горизонтом тогда же, когда и светило.

Видимость светил на разных широтах
Широта места наблюдения (в градусах) Склонение (в градусах)
Незаходящие светила Заходящие и восходящие светила Невосходящие светила
+ для северных широт, − для южных широт   − для северных широт, + для южных широт
90 (Полюс) От 90 до 0 Нет От 0 до 90
66,5 (Полярный круг) От 90 до 23,5 От +23,5 до −23,5 От 23,5 до 90
45 От 90 до 45 От +45 до −45 От 45 до 90
23,5 (Тропик) От 90 до 66,5 От +66,5 до −66,5 От 66,5 до 90
0 (Экватор) Нет От +90 до −90 Нет

Склонение СолнцаПравить

Склонение и прямое восхождение Солнца меняются в течение года. В момент весеннего равноденствия Солнце находится в точке весеннего равноденствия, и его склонение и прямое восхождение равны нулю. После этого склонение Солнца начинает увеличиваться и доходит до максимального значения — 23°26' в момент летнего солнцестояния, и в этот момент его прямое восхождение равняется 6h. После этого оно начинает уменьшаться: в момент осеннего равноденствия склонение снова равняется нулю, а прямое восхождение — 12h. В момент зимнего солнцестояния склонение достигает своего минимума — −23°26' (прямое восхождение равно 18h), после чего снова начинает расти и доходит до нуля в момент весеннего равноденствия[1].

Именно это является причиной того, что в разные сезоны световой день длится по-разному, а в приполярных областях бывают полярные дни и полярные ночи.

Влияние прецессииПравить

Основная статья: Прецессия земной оси

Из-за прецессии оси Земли меняется положение полюсов мира и небесного экватора с периодом в 26000 лет. Следовательно, даже у неподвижных объектов меняется склонение и прямое восхождение. Поэтому для учёта прецессии астрономам нужно пересчитывать координаты на определённый момент времени, называемый эпохой. В данный момент используется эпоха J2000.0, которой соответствует момент 1 января 2000 в 12:00 TT. В 1976 году на ассамблее Международного Астрономического Союза было решено использовать эту эпоху с 1984 года; до этого по очереди использовались эпохи B1875.0, B1900.0 и B1950.0[4][5][6].

ПримечанияПравить

  1. 1 2 3 Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 19—28. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  2. 3.6. Суточное вращение небесной сферы. Астронет. Астронет.
  3. Зигель Ф. Ю. Сокровищница звёздного неба — путеводитель по созвездиям и Луне / Под ред. Г. С. Куликова. — 5-е изд. — М.: Наука, 1986. — С. 57—58. — 296 с. — 200 000 экз.
  4. U.S. Naval Observatory Nautical Almanac Office, Nautical Almanac Office; U.K. Hydrographic Office, H.M. Nautical Almanac Office. Time Scales and Coordinate Systems, 2010 // The Astronomical Almanac for the Year 2010 (англ.). — U.S. Govt. Printing Office, 2008. — P. B2.
  5. Moulton (1918), pp. 92-95.
  6. Aoki, S.; Soma, M.; Kinoshita, H.; Inoue, K. Conversion matrix of epoch B 1950.0 FK 4-based positions of stars to epoch J 2000.0 positions in accordance with the new IAU resolutions (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1983. — December (vol. 128, no. 3). — P. 263—267. — ISSN 0004-6361. — Bibcode1983A&A...128..263A.

СсылкиПравить