Небесные координаты

НЕБЕ́СНЫЕ КООРДИНА́ТЫ – числа, описывающие положение светила на небесной сфере. Как правило, используют сферические системы координат, в которых положение на заданной сфере описывается двумя угловыми величинами. Если расстояния до светил известны, то применимы также декартовы системы координат, но обычно вместо расстояния указывается параллакс небесного светила. При высокоточных измерениях требуется учитывать эффекты общей теории относительности. В этом случае положение светила описывается относительно систем отсчёта, являющихся совокупностью координатных осей и шкалы времени (время рассматривается как четвёртая координата небесного тела).

Системы небесных координат

Источник раздела: Большая российская энциклопедия

В зависимости от выбора начала отсчёта различают следующие системы небесных координат:

• топоцентрические (наблюдатель находится на поверхности Земли),
• геоцентрические (наблюдатель – в центре масс Земли),
• барицентрические (наблюдатель – в центре масс Солнечной системы) и
• объектоцентрические (наблюдатель – в центре масс планеты, спутника и т. п.).

Соответственно в каждой системе определяются шкалы времени, то есть временнáя координата.

Математическое определение систем небесных координат и связи между ними, а также определение шкал времени и соотношений между ними является задачей сферической астрономии. Реализация систем координат, т. е. привязка их к выбранным небесным телам – задача астрометрии.

Для определения системы координат необходимо задать её начало (как правило, это положение наблюдателя) и направление осей. Затем выбирается основная плоскость системы, проходящая через начало координат. От основной плоскости отсчитывается одна из сферических координат.

Системы координат, применяемые в астрономии, получили названия по основным плоскости системы:

• горизонтальная,
• экваториальная,
• эклиптическая и
• галактическая.

Системы небесных координат: а – горизонтальная, б – экваториальная, в – эклиптическая, г – галактическая. N, S, W, E – точки севера, юга, запада, востока; Z – зенит, N – надир; PN, PS – северный и южный полюсы мира, ПN, ПS – северный и южный полюсы эклиптики, GN – северный полюс Галактики, ♈ , ♎ – точки весеннего и осеннего равноденствий.

Горизонтальная система координат

Выбранным направлением в этой системе является направление отвесной линии; основная плоскость системы перпендикулярна отвесной линии. Небесные координаты светила в этой системе являются зенитное расстояние [math]\displaystyle{ z }[/math] и азимут [math]\displaystyle{ A }[/math]. Вместо [math]\displaystyle{ z }[/math] часто используется другая координата: высота [math]\displaystyle{ h }[/math] светила над горизонтом, причём [math]\displaystyle{ z+h=90° }[/math]. Если светило находится над горизонтом, то его зенитное расстояние изменяется от [math]\displaystyle{ 0° }[/math] (светило в зените) до [math]\displaystyle{ 90° }[/math] (светило в плоскости горизонта). Если [math]\displaystyle{ z\gt 90° (h\lt 0°) }[/math], то говорят, что светило находится под горизонтом; в этом случае оно, как правило, невидимо для наблюдателя.

Под азимутом в астрономии понимается двугранный угол между вертикальным кругом, проходящим через точки севера [math]\displaystyle{ N }[/math] и юга [math]\displaystyle{ S }[/math] (небесным меридианом), и вертикалом светила. Азимут может отсчитываться от точки юга [math]\displaystyle{ S }[/math] в направлении на запад [math]\displaystyle{ W }[/math] (по часовой стрелке) от [math]\displaystyle{ 0° }[/math] до [math]\displaystyle{ 360° }[/math] или от точки севера [math]\displaystyle{ N }[/math] на восток [math]\displaystyle{ E }[/math] от [math]\displaystyle{ 0° }[/math] до [math]\displaystyle{ 360° }[/math]; иногда азимут измеряется в пределах от [math]\displaystyle{ –180° }[/math] до [math]\displaystyle{ 180° }[/math].

Экваториальная система координат

Основная плоскость системы – плоскость небесного экватора, перпендикулярная оси вращения Земли. Небесные координаты светила в этой системе являются склонение [math]\displaystyle{ δ }[/math] и прямое восхождение [math]\displaystyle{ α }[/math]. Склонение [math]\displaystyle{ δ }[/math] отсчитывается от плоскости небесного экватора; [math]\displaystyle{ δ }[/math] положительно, если светило находится в Северном полушарии небесной сферы, и отрицательно, если – в Южном, то есть изменяется в пределах от [math]\displaystyle{ –90° }[/math] до [math]\displaystyle{ 90° }[/math]. Иногда вместо склонения используется полярное расстояние [math]\displaystyle{ p }[/math], которое отсчитывается от северного полюса мира [math]\displaystyle{ P_N }[/math] и изменяется в пределах от [math]\displaystyle{ 0° }[/math] до [math]\displaystyle{ 180° }[/math], причём [math]\displaystyle{ p+δ=90° }[/math]. Выбор начала отсчёта прямых восхождений произволен, так как в плоскости небесного экватора нет никакого выделенного направления. Прямое восхождение отсчитывается от точки весеннего равноденствия ♈ против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса мира, и изменяется в пределах от [math]\displaystyle{ 0^h }[/math] до [math]\displaystyle{ 24^h }[/math] или от [math]\displaystyle{ 0° }[/math] до [math]\displaystyle{ 360° }[/math].

В 1998 Международным астрономическим союзом в основу определения небесных координат светила был положен каталог внегалактических радиоисточников. За начало отсчёта прямых восхождений взята точка, близкая к динамическому равноденствию на эпоху J2000,0 (это сделано подгонкой прямого восхождения квазара 3C273B к значению в системе фундаментального каталога FK5). При таком определении точка весеннего равноденствия уже не привязана к положению эклиптики; её стабильность в пространстве объясняется отсутствием собственного движения квазаров (из-за их удалённости).

В качестве второй координаты в этой системе может использоваться часовой угол [math]\displaystyle{ t }[/math], отсчитываемый от наивысшей точки [math]\displaystyle{ B }[/math] небесного экватора по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса мира, и изменяющийся в тех же пределах, что и [math]\displaystyle{ α }[/math]. Система координат, задаваемая часовым углом и склонением, является левой.

Эклиптическая система координат

Эту систему координат используют, как правило, при изучении движения тел Солнечной системы, так как плоскости орбит большинства тел Солнечной системы наклонены к плоскости эклиптики под малыми углами. Основными кругами в эклиптической системе координат являются плоскость эклиптики и круг широты (большой круг небесной сферы, проходящий через северный [math]\displaystyle{ П_N }[/math] и южный [math]\displaystyle{ П_S }[/math] полюсы эклиптики и светило). Небесными координатами светила в этой системе являются эклиптическая широта и долгота. Эклиптическая широта [math]\displaystyle{ β }[/math] – это дуга круга широты, отсчитываемая от плоскости эклиптики до светила; она положительна в Северном и отрицательна в Южном полушарии небесной сферы: [math]\displaystyle{ –90°⩽β⩽90° }[/math]. Эклиптич. долгота [math]\displaystyle{ λ }[/math] – это двугранный угол между большим кругом, проходящим через полюсы эклиптики и точку весеннего равноденствия, и кругом широты. Долгота отсчитывается от точки весеннего равноденствия против часовой стрелки, если смотреть с сев. полюса эклиптики: [math]\displaystyle{ 0°⩽λ⩽360° }[/math].

Галактическая система координат

Эта система координат часто используется в задачах звёздной динамики. За основную плоскость системы принята плоскость галактического диска; её положение задаётся координатами одного из полюсов галактики. В настоящее время галактическая система координат определяется по данным, полученным космической миссией Hipparcos (Европейское космическое агентство, 1989–93), позволившей определить астрометрические параметры 118 тыс. звёзд. Северный полюс Галактики [math]\displaystyle{ G_N }[/math] на эпоху J2000,0 имеет следующие экваториальные координаты: [math]\displaystyle{ α=192,85948° }[/math], [math]\displaystyle{ δ=27,12825° }[/math]; диаметрально противоположная точка небесной сферы считается южным полюсом Галактики. Большой круг, перпендикулярный линии, соединяющей полюсы, называется галактическим экватором. Большой круг, проходящий через светило и полюсы Галактики, называется кругом галактической широты. Дуга этого круга от экватора до светила называется галактической широтой [math]\displaystyle{ b }[/math] светила. Галактическая широта положительна в Северном полушарии (содержащем точку [math]\displaystyle{ G_N }[/math]) и отрицательна в Южном: [math]\displaystyle{ –90°⩽b⩽90° }[/math]. Галактическая долгота [math]\displaystyle{ l }[/math] ранее отсчитывалась от точки пересечения галактического и небесного экваторов ♌, прямое восхождение которой равнялось [math]\displaystyle{ 18h40m }[/math]. Ныне галактическая долгота отсчитывается от направления на центр Галактики (направление [math]\displaystyle{ х }[/math]), которое определяется через галактическую долготу восходящего узла галактического экватора, равную [math]\displaystyle{ l_♌=32,93192° }[/math]. Галактическая долгота отсчитывается от 0° до 360° против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса Галактики.

Объектоцентрические системы координат

Эти системы используют при проведении наблюдений с другой планеты, с борта космического аппарата или любого другого тела. Основная плоскость системы и её полюсы связывают с тем телом, с которого проводятся наблюдения. Как правило, это плоскость орбиты или плоскость экватора (перпендикулярная оси вращения тела). Система координат может также задаваться осями системы стабилизации космического аппарата. Одна из координат, например ордината, есть дуга большого круга (круга ординат), проходящего через полюсы системы и светило, от основной плоскости до светила. Вторая координата (абсцисса) – это двугранный угол между большим кругом, проходящим через полюсы системы и точку начала отсчёта абсцисс, и кругом ординат. Выбор начала отсчёта абсцисс в принципе произволен и производится с учётом удобства обработки наблюдений.

Литература статьи "Большой российской энциклопедии"

• Жаров В. Е. Сферическая астрономия. Фрязино, 2006.