§ 1.9. Видимое годовое движение Солнца. Эклиптика. Эклиптическая система координат

Измерениями зенитного расстояния или высоты Солнца в полдень (т.е. в момент его верхней кульминации) на одной и той же географической широте было установлено, что склонение Солнца в течение года изменяется в пределах от +23°26' до 23°26', два раза в году переходя через нуль. Из наблюдений за изменением вида ночного неба следует, что и прямое восхождение Солнца на протяжении года также постепенно изменяется от 0° до 360°, или от 0^h до 24^h. Действительно, в полночь в верхней кульминации находятся те звезды, прямые восхождения которых отличаются от прямого восхождения Солнца на 180° или на 12^h. Наблюдения же показывают, что с каждым днем в полночь кульминируют звезды все с большим и большим прямым восхождением, следовательно, и прямое восхождение Солнца с каждым днем увеличивается.

Рассматривая непрерывное изменение обеих координат Солнца, нетрудно установить, что оно перемещается в течение года среди звезд с запада к востоку по большому кругу небесной сферы, который называется эклиптикой. Плоскость эклиптики (рис. 1.13) наклонена к плоскости небесного экватора под углом  = 23°26'. Направление перемещения Солнца по эклиптике противоположно направлению суточного вращения небесной сферы. При своем движении по эклиптике Солнце пересекает ряд созвездий, называемых зодиакальными.

Диаметр ПП', перпендикулярный к плоскости эклиптики, называется осью эклиптики и пересекается с поверхностью небесной сферы в северном полюсе эклиптики П (лежащем в северном полушарии) и в южном полюсе эклиптики П' (в южном полушарии).

Рис. 1.13. Эклиптическая система координат.

Эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках: в точке весеннего равноденствия  и в точке осеннего равноденствия . В точке весеннего равноденствия  Солнце пересекает небесный экватор, переходя из южного полушария небесной сферы в северное (этот день называется днем весеннего равноденствия (около 21 марта). В точке осеннего равноденствия  Солнце переходит из северного полушария в южное ( день осеннего равноденствия (около 23 сентября).

Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90°, называются точкой летнего солнцестояния  (Солнце находится здесь в день летнего солнцестояния (около 22 июня) и точкой зимнего солнцестояния  (день зимнего солнцестояния (около 22 декабря).

Причиной движения Солнца по эклиптике является годовое обращение Земли вокруг Солнца. Угол  в точности равен углу наклона плоскости земного экватора к плоскости земной орбиты.

Солнце движется по эклиптике неравномерно: в декабре-январе — быстрее всего, в июле-августе— медленнее всего, это происходит вследствие вытянутости земной орбиты. Средняя скорость движения Солнца по эклиптике составляет 59 за сутки.

Большой полукруг небесной сферы, проходящий через полюсы эклиптики и через светило М, называется кругом широты светила.

Эклиптика и точка весеннего равноденствия лежат в основе эклиптической системы небесных координат. Одной координатой в этой системе является эклиптическая широта  светила М, которой называется дуга тМ круга широты (см. рис. 1.13) от эклиптики до светила, или центральный угол тОМ между плоскостью эклиптики и направлением на светило М.

Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0° до + 90° к северному полюсу эклиптики (П) и от 0° до 90° к ее южному полюсу (П').

Эклиптическая широта определяет положение светила на круге широты. Положение же самого круга широты на небесной сфере определяется другой координатой — эклиптической долготой . Эклиптической долготой   светила М называется дуга m эклиптики от точки весеннего равноденствия  до круга широты, проходящего через светило, или центральный угол От (в плоскости эклиптики) между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты, проходящего через светило. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годичного движения Солнца по эклиптике, т.е. с запада к востоку в пределах от 0° до 360°. Светила, находящиеся на одном круге широты, имеют одинаковые эклиптические долготы.

Эклиптическая система координат применяется преимущественно в теоретической астрономии при определении орбит небесных тел.