довготу місця на Землі так само, як до того астрономи визначали зіркові координати (схиляння і пряме сходження) на уявній небесній сфері.
Багаторічні спостереження за рухом денного світила дозволили Гиппарху перевірити твердження Єв-ктемона (V ст. До н. Е..) І Калліппа (IV в. До н. Е..) Про те, що астрономічні пори року мають неоднакову тривалість. Вони починаються в день і навіть в момент настання рівнодення або сонцестояння: весна - з весняного рівнодення, літо - з літнього сонцестояння і т. д. Гиппарх виявив, що весна триває приблизно 94,5 діб, літо? 92,5 діб, осінь -88 діб і, нарешті, зима триває приблизно 90 діб. Звідси випливало, що Сонце рухається по екліптиці нерівномірно - влітку повільніше, а взимку швидше. Це потрібно було якось узгодити з античними уявленнями про досконалість небесних рухів: Сонце повинне рухатися рівномірно і по колу.
Гіппарх припустив, що Сонце обертається навколо Землі рівномірно і по колу, але Земля зміщена щодо її центру. Таку орбіту Гиппарх назвав ексцентриком, а величину зміщення центрів (у відношенні до радіусу) - ексцентриситетом. Він знайшов, що для пояснення різної тривалості пір року треба прийняти ексцентриситет рівним 1/24. Точку орбіти, в якій Сонце знаходиться найближче до Землі, Гіппарх назвав перигеем, а найбільш віддалену точку - апогеєм. Лінія, що з'єднує перигей і апогей, була названа лінією апсид (від грец. «Апсідос» - «звід», «арка»).
У 133 р. до н. е.. в сузір'ї Скорпіона спалахнула нова зірка. За повідомленням Плінія, це подія спонукала Гіппарха скласти зоряний каталог, щоб зафіксувати зміни у сфері «незмінних зірок». Він визначив координати 850 зірок відносно екліптики - екліптичні широту і довготу. Одночасно Гиппарх оцінював і блиск зірок за допомогою введеного ним поняття зоряної величини. Найяскравішим зіркам він приписав 1-у зоряну величину, а найслабшим, ледь видним, - 6-ю.
Порівнявши свої результати з координатами деяких зірок, виміряними Арістілом і Тімохарісом (сучасниками Аристарха Самоський), Гіппарх виявив, що екліптичні довготи збільшилися однаково, а широти не змінилися. З цього він зробив висновок, що справа не в русі самих зірок, а в повільному зсуві небесного екватора.
Так Гіппарх відкрив, що небесна сфера крім добового руху ще дуже повільно повертається навколо полюса екліптики щодо екватора (точний період 26 тис. років). Це явище він назвав прецессией (попереджанням рівнодень).
Гіппарх встановив, що площина місячної орбіти навколо Землі нахилена до площини екліптики під кутом 5 °. Тому у Місяця змінюється не тільки екліптична широта, а й довгота. Місячна орбіта перетинається з площиною екліптики в двох точках - вузлах. Затемнення можуть відбуватися, тільки якщо Місяць знаходиться в цих точках своєї орбіти. Поспостерігавши протягом свого життя кілька місячних затемнень (вони відбуваються в повний місяць), Гіппарх визначив, що синодичний місяць (час між двома повнями) триває 29 діб 12 год 44 хв 2,5 с. Це значення всього на 0,5 с менше істинного.
Гігшарх вперше почав широко використовувати стародавні спостереження вавилонських астрономів. Це дозволило йому дуже точно визначити довжину року. У результаті своїх досліджень він навчився передбачати місячні і сонячні затемнення з точністю до однієї години. Попутно він склав першу в історії тригонометричну таблицю, в якій наводилися значення хорд, відповідні сучасним синусам.
Гіппарх другим після Аристарха зумів з...
