Система небесных координат: различия между версиями

'''Система небесных координат''' используется в [[астрономия|астрономии]] для описания положения [[небесное светило|светил]] на небе или точек на воображаемой [[небесная сфера|небесной сфере]]. Координаты светил или точек задаются двумя угловыми величинами (или дугами), однозначно определяющими положение объектов на небесной сфере. Таким образом, система небесных координат является [[Сферическая система координат|сферической системой координат]], в которой третья координата  — расстояние  — часто неизвестна и не играет роли.

Системы небесных координат отличаются друг от друга выбором основной плоскости (см. [[Фундаментальная плоскость|'''[[Фундаментальная плоскость]]''']]) и началом отсчёта. В зависимости от стоя́щей задачи, может быть более удобным использовать ту или иную систему. Наиболее часто используются ''горизонтальная'' и ''экваториальная системы координат''. Реже  — ''эклиптическая'', ''галактическая'' и другие.

В этой системе центр помещается в месте нахождения наблюдателя на поверхности земли, основной плоскостью является плоскость [[математический горизонт|математического горизонта]]. Одной координатой при этом является либо ''высота'' [[небесное светило|светила]] ''h'', либо его ''зенитное расстояние'' ''z''. Другой координатой является ''[[Азимут (астрономия)|азимут]]'' ''A''. Вследствие того, что горизонтальная система координат всегда топоцентрическая (наблюдатель всегда находится на поверхности земли, либо на некотором возвышении) слово "«топоцентрическая"» обычно опускается.

В этой системе основной плоскостью является плоскость [[Небесный экватор|небесного экватора]]. Одной координатой при этом является ''склонение'' ''δ'' (реже  — ''полярное расстояние'' ''p''). Другой координатой  — ''часовой угол'' ''t''.

В этой системе, как и в первой экваториальной, основной плоскостью является плоскость небесного экватора, а одной координатой  — ''склонение'' ''δ'' (реже  — ''полярное расстояние'' ''p''). Другой координатой является ''прямое восхождение'' ''α''.

RA  — астрономический эквивалент земной [[долгота|долготы]]. И RA и долгота измеряют угол восток-запад вдоль экватора; обе меры берут отсчёт от нулевого пункта на экваторе. Для долготы, нулевой пункт  — [[Гринвичский меридиан|нулевой меридиан]]; для RA нулевой отметкой является место на небе, где Солнце пересекает [[небесный экватор]] в весеннее равноденствие.

''[[Склонение (астрономия)|Склонение]]'' (''[[δ]]'') в [[астрономия|астрономии]]  — одна из двух координат экваториальной системы координат. Равняется угловому расстоянию на [[небесная сфера|небесной сфере]] от плоскости [[небесный экватор|небесного экватора]] до светила и обычно выражается в [[Градус (геометрия)|градусах]], минутах и секундах дуги. Склонение положительно к северу от небесного экватора и отрицательно к югу.

В этой системе основной плоскостью является плоскость [[эклиптика|эклиптики]]. Одной координатой при этом является ''эклиптическая широта'' ''β'', а другой  — ''эклиптическая долгота'' ''λ''.

В этой системе основной плоскостью является плоскость нашей [[Млечный Путь|Галактики]]. Одной координатой при этом является ''галактическая широта'' ''b'', а другой  — ''галактическая долгота'' ''l''.

Небесные координаты употреблялись уже в глубокой древности. Описание некоторых систем содержится в трудах древнегреческого [[геометр]]а [[Евклид]]а (около 300 до  н.  э.). Опубликованный в «[[Альмагест]]е» [[Птолемей|Птолемея]] звёздный каталог [[Гиппарх]]а содержит положения 1022 звёзд в эклиптической системе небесных координат.

Наблюдения изменений небесных координат привели к величайшим открытиям в астрономии, которые имеют огромное значение для познания Вселенной. К ним относятся явления [[прецессия|прецессии]], [[нутация|нутации]], [[Аберрация света|аберрации]], [[параллакс]]а, собственных движений звёзд и другие. Небесные координаты позволяют решать задачу измерения времени, определять [[географические координаты]] различных мест земной поверхности. Широкое применение находят небесные координаты при составлении различных звёздных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел  — как естественных, так и искусственных  — в небесной механике и астродинамике и при изучении пространственного распределения звёзд в проблемах звёздной астрономии.

'''Горизонтальная топоцентрическая система координат''' используется наблюдателем, находящимся в определенномопределённом месте на поверхности земного шара для определения положения [[небесное светило|какого-либо светила]] на небе.

'''Вторая экваториальная система координат''' является общепринятой в [[астрометрия|астрометрии]].

В '''экваториальной гелиобарицентрической системе координат''' составляются современные звёздные карты и описываются положения светил в каталогах. При этом координаты светил приводятся к определенномуопределённому положению небесного экватора и точки весеннего равноденствия, то есть к определеннойопределённой эпохе (в астрономии применяются эпохи [[B1950]] и [[J2000.0]]).

'''Экваториальная геоцентрическая система координат''' отличается от '''экваториальной гелиобарицентрической системы координат''' тем, что координаты звездзвёзд скорректированы в ней из-за явления годичного [[паралакс]]а, а положение небесного экватора и точки весеннего равноденствия приводятся к текущей дате.

'''Эклиптическая геоцентрическая система координат''' используется в небесной механике для расчетарасчёта [[Орбита|орбиты]] [[Луна|Луны]], а также является основной или единственной в большинстве школ [[Астрология|астрологии]].

'''Эклиптическая гелиоцентрическая система координат''' используется для расчетарасчёта орбит [[планеты|планет]] и других тел [[Солнечная система|Солнечной системы]] обращающихся вокруг Солнца.

Например для расчетарасчёта положения Луны на небе необходимо сначала рассчитать координаты Луны в эклиптической геоцентрической системе координат, пересчитать координаты в экваториальную геоцентрическую систему координат, затем перейти к горизонтальной топоцентрической системе координат.