Файл: Куликов, К. А. Курс сферической астрономии учебник.pdf

84 ЯВЛЕНИЯ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ 1ГЛ. IV

Тогда уравнения (28) примут следующий вид:

известна и, следовательно, число неизвестных превышает число уравнений. Но можно написать дополнительное уравнение,

ОС© = Т f »!,

в котором а@ определяется способом, описанным выше, но при этом необходимо также фиксировать момент Т про­

и недостаточно точны, поэтому, кроме наблюдений Солн­ ца, привлекаются наблюдения других тел Солнечной системы, в частности, малых планет.

Прямое восхождение и склонение светил, полученные непосредственно из наблюдений, включают в себя ряд искажающих положение светила факторов, зависящих от места наблюдения, времени наблюдения и целого ряда других причин. Поэтому, чтобы можно было сравнивать координаты одного и того же светила, полученные в од­ ном и том же месте Земли, но в разное время, и чтобы можно было сравнивать координаты одного и того же све­ тила, полученные из разных мест Земли, нужно освобо­ дить их от всех искажающих факторов. Об этом будет сказано в следующей главе.

ПРИМЕРЫ К ГЛАВЕ ЧЕТВЕРТОЙ

Пример 19. Даны звезды: а Кассиопеи, а Андромеды, 6 Орио­ на и 6 Центавра. Указать, какие из них будут незаходящими, невосходяпщми, какие будут иметь восход и заход в некотором пункте с широтой ср = 55°42'.

СССР склонения этих звезд с точностью до одной минуты дуги:

а Кассиопеи б = + 56°19',

а Андромеды 6 = + 28°52',

бОриона б = — 0°20',

бЦентавра б = — 60°30°.

ние звезды а Дракона в моменты ее кульминаций в пункте с широ­ той ф = 60°48'.

Р е ш е н и е . По Астрономическому Ежегоднику СССР на 1976 г. находим экваториальные координаты а Дракона (с округле­

нием до 0тЛ и 0',1), равные:

а = 14h03m,7, б = 64°29',4.

Звездное время верхней кульминации s = а — 14h03m,7; зенитное расстояние звезды и ее азимут соответственно будут:

z = б — ф = 3°41',4,

т. е. к северу от зенита. Поэтому А = 180°. Время нижней кульми­ нации s = 2h03ra,7; азимут и зенитное расстояние будут

А = 180°, z - 180°— (б + ф) = 54°42',6.

Пример 21. Вычислить моменты прохождения звезды р Близ­

нецов (а = 7h43m51s; б = -f- 28°05'07") (в звездном времени) че­ рез первый вертикал в западной и восточной его частях для некото­ рого пункта с широтой ф = 50°27',2.

Р е ш е н и е . Применяем формулу

Для западной части первого вертикала

*зап=“ + гЕ = 11Ь591П178.3-

Для восточной части первого вертикала

8 6 ЯВЛЕНИЯ СУ^ОНЙоГо ВРАЩЕНИЯ НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ tPjl. IV

Пример 22. Вычислить зенитное расстояние звезды 6 Кассио­ пеи (6 = 59°59',5) в элонгации для пункта с широтой ф == 50°27,'2.

Р е ш е н и е . Применяем формулу § 27:

отсюда ъ — 27°04'03".

Пример 23. Вычислить для звезды т Волопаса (а ~ 13h46m 07s;

Г л а в а п я т а я

УЧЕТ ФАКТОРОВ, ИСКАЖАЮЩИХ ПОЛОЖЕНИЯ НЕБЕСНЫХ СВЕТИЛ (РЕФРАКЦИЯ, АБЕРРАЦИЯ, ПАРАЛЛАКС)

§ 30. Рефракция

лучей на границе двух материальных сред, зависящее от их плотности, называется рефракцией; преломление лучей света земной атмосферой называется атмосферной рефрак­ цией или просто рефракцией. Атмосферная рефракция

подразделяется на приземную и астрономическую. Под приземной рефракцией понимают явление преломления лучей света, идущих от удаленных земных предметов. Под астрономической рефракцией понимают явление преломления лучей света, идущих от небесных светил. Во все астрономические наблюдения положений светил приходится вводить поправку за отклонение луча в зем­ ной атмосфере. Пусть z — зенитное расстояние светила,

не искаженное рефракцией, а £ — наблюдаемое зенитное расстояние. Тогда астрономическая рефракция р будет равна

Р = Z — £.

Плотность атмосферы Земли уменьшается с высотой, однако закон изменения плотности с высотой зависит от ряда переменных факторов, учет которых весьма сложен. Вследствие этого, строго говоря, рефракция точному уче­ ту не поддается. Рефракция особенно может сказаться на наблюдениях в обсерваториях, расположенных в горо­ дах, где состояние нижних слоев атмосферы неустойчиво вследствие искусственного теплового излучения (фабрич­ ный дым, тепловое излучение нагретых зданий и др.). Поэтому несомненно, что обсерватории, расположенные вне городов, в этом отношении обладают значительным преимуществом.

Для того чтобы вывести формулы влияния рефрак­ ции па положение светила, нужно напомнить некоторые

сведения из физики. Известно, что показателем преломле­ ния среды называется отношение синуса угла падения луча света, идущего из вакуума в данную среду, к синусу угла преломления

Показатель преломления атмосферы Земли зависит от ее плотности и может быть представлен выражением

где с — постоянное число, а сг — плотность воздуха, оп­

ределяемая по законам Бойля — Мариотта и Гей-Люс­ сака формулой

Ъ273°

760 ’ 273° + t°

В этой формуле Ъ — высота ртутного столба в барометре, D — 0,0012928 — нормальная плотность воздуха, полу­

ченная из физических опытов и соответствующая давлению 760 мм рт. ст. и 0° температуры, t° — температура

воздуха в градусах Цельсия. Известно, что при переходе светового луча из одной материальной среды в другую отношение синусов угла падения и угла преломления равно отношению показателя преломления второй среды к показателю преломления первой (правило Декарта — Снеллиуса), т. е.

sin 1п = Уп-1

sin гп

§ 31. Приближенная формула рефракции

Предположим, что атмосфера Земли состоит из как угодно тонких слоев, параллельных плоскости горизонта, что можно принять для z < 70°. Пусть над атмосферой

показатель преломления pn(= 1), в первом слое pn-i, во втором рп_2 и т. д. и около поверхности Земли р0 (рис. 26).

Угол падения луча на первый слой (верхний) равен истин-