Из таблицы 3 по аргументам Ас, Dj и DAd, выбирается и вписывается схему Dhд;

Находится сумма поправок высоты:

åDh=Dhj+Dhd+Dht+Dhд,

и рассчитывается счислимая высота:

hc=ht +åDh,

т.е. счислимая высота равна алгебраической сумме табличного значения высоты, выбранного из основных таблиц ВАС-58 и суммарной поправки высоты, полученной по таблицам поправок. Для среднего наблюдателя время расчета счислимых высот и азимутов светил по таблицам ВАС-58 составляет 4-5 мин, что достигается систематическими тренировками.

11. Суточное движение светил для наблюдателей на экваторе и на полюсе

На Северном полюсе j=90°N, w1=w cos90°= 0, w2=w sin 90°=w=15°/ч,

т.е. на полюсе (рис. 1.10) горизонт не вращается, а плоскость меридиана вращается с угловой скоростью вращения Земли. Это значит, что на полюсе высоты светил не изменяются, а азимуты изменяются c максимальной скоростью 15 градусов в час.

Рис. 1.9. суточное движение светил на экваторе и полюсе рис 1.10.

При суточном вращении Земли конфигурация созвездий на небосводе не изменяется, поэтому их меридианы светил и меридиан точки Овна своего положения в Мировом пространстве не изменяют. Следовательно, прямые восхождения светил из-за их суточного движения не изменяются. Часовые углы светил отсчитываются от полуденной части меридиана наблюдателя, а его плоскость вращается с угловой скоростью вращения Земли. Это вызывает непрерывное возрастание вестовых часовых углов светил с угловой скор около 15°/ч. Для удобства рассуждений в астрономии проще считать неподвижной Землю, а небесную сферу с видимыми светилами - вращающейся в сторону, обратную стороне вращения Земли. Заменяя суточное вращение Земли вращением небесной сферы вокруг оси мира, на сфере будем иметь неподвижными следующие большие круги и точки: - истинный горизонт, - небесный меридиан наблюдателя, - первый вертикал,- полюсы мира, - зенит наблюдателя,- полуденную и полуночную точки небесного экватора. Видимые светила, их меридианы, а также меридиан точки Овна будет вращаться вместе с небесной сферой. Видимое, или кажущееся движение светил, обусловленное вращением Земли вокруг своей оси и имеющее суточный период, называется видимым движением светил.

12. Годовое движение Солнца. Видимое движение Луны. Фазы и возраст Луны

Период одного оборота Земли вокруг Солнца, равный приблизительно 365,25 средних суток - называется тропическим годом.

Видимый путь Солнца по небесной сфере среди звезд за год есть большой круг, плоскость которого наклонена к небесному экватору на постоянный угол ε, равный 23°27' и называемый эклиптикой в течение года Солнце проходит 12 созвездий Эклиптика и небесный экватор пересекаются в двух точках, называемых точками равноденствий. Склонение Солнца в этих точках равно нулю - 21 марта (в точке весеннего равноденствия) - a=0°, d=0°; - 22 июня (в точке летнего солнцестояния) - a=90°, d=23°27¢ N, -23 сентября (в точке осеннего равноденствия) - a=180°, d=0°, - 22 декабря (в день зимнего солнцестояния) - a=270°, d=23°27¢S.

- за месяц до и после дней солнцестояния по 0.1°/сут.;

- за месяц до и после дней равноденствий по 0,4°/сут.;

- в остальное время - по 0,3°/сут.

Луна является спутником Земли и вращается вокруг нее в соответствии с законами И.Кеплера под действием сил тяготения Земли

Промежуток времени, в течение которого Луна совершает полный оборот по орбите относительно звезд, равен 27,32 суток и называется сидерическим, или звездным (Рис. 1.18) месяцем -за период полного обращения Луны по своей орбите ее склонение изменяется от 18°18' до 28°36¢ северного и южного наименования. Фазой Луны наз-тся ее форма освещенной поверхности. Граница между освещенной и неосвещенной частями Луны носит название терминатор Промежуток времени в сутках и их долях от новолуния до данного момента называется возрастом Луны и обозначается буквой В.

13. Звёздное время. Основная формула времени

Промежуток времени между двумя верхними кульминациями точки весеннего равноденствия называется звездными сутками, а число звездных часов, минут, секунд, прошедших от начала звездных суток, называется звездным временем и обозначается латинской буквой S. S = t w^

Повороту небесной сферы на З60° соответствует 24 часа звездного времени, на 180° - 12 часов, на 90°- 6 часов, на 15° - 1 час, на 1°-15 минут Пример:

S=tw^=140°25.4¢=(140/15)ч +(5°∙4+25,4¢/15)мин + (10,4¢∙4)сек =09ч24мин41,6с

Из рис. 2.1 нетрудно заключить, что: S = tw + a (2.2)

т.е. звездное время в данный момент равно вестовому часовому углу любого светила в тот же момент плюс прямое восхождение этого светила. Эта формула называется основной формулой времени, с ее помощью рассчитываются часовые углы звезд:

tw = S-a = S-(360°-t) = S+t*-360°.

Замена a на t* позволила заменить неудобную операцию вычитания более удобным сложением. Отбросив в этой формуле 360°, получим:

tw=S+t*=t w^+t*, (2.3)

т.е. вестовый часовой угол звезды равен часовому углу точки Овна плюс звездное дополнение этой звезды.

14. Истинные и средние солнечные сутки. Уравнение времени

Промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями центра Солнца называется истинными солнечными сутками. Момент верхней кульминации центра Солнца называют истинным полуднем, а момент нижней его кульминации - истинной полночью.

Чтобы получить постоянную единицу солнечного времени, на небесном экваторе выбрали условную точку - среднее экваториальное Солнце (Рис. 2.4), которое в течение года равномерно движется по экватору в ту же сторону, что и истинное Солнце.

Промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями среднего Солнца на одном и том же меридиане называется средними, или средними солнечными сутками, а количество средних часов, минут и секунд, прошедших от момента нижней кульминации среднего Солнца до данного момента, называется средним, или гражданским временем и обозначается буквой Т. Уравнение времени Угол между меридианами истинного и среднего Солнца в любой заданный момент называют уравнением времени и обозначают h. h = aÕ - ax = twx- twÕ Если среднее Солнце впереди истинного в суточном движении, то h имеет знак «+», если позади, то «-». Уравнение времени на любую дату можно найти в МАЕ В полдень tгрV= 0°, а tгр выбирается на 12ч из ежедневных таблиц МАЕ, тогда:

h = t гр x- t грÕ = - t грÕ

например, на 11 февраля уравнение времени равно 14мин24с, а на 2 ноября - (-16мин 24с).

15. Местное, декретное, летнее и судовое время, их связь с всемирным (Гринвичским) временем

На каждом земном меридиане в данный физический момент времени - свое собственное местное время, отличающееся от такого же местного времени на другом меридиане на разность долгот.