ією координатою при цьому є галактична широта b, а інший - галактична довгота l.
Галактичної широтою b світила називається дуга кола галактичної широти від екліптики до світила, або кут між площиною галактичного екватора і напрямом на світило. Галактичні широти відраховуються в межах від 0 В° до +90 В° до північного галактичного полюса і від 0 В° до -90 В° до південного галактичного полюса.
Галактичної довготою l світила називається дуга галактичного екватора від точки початку відліку C до кола галактичної широти світила, або кут між напрямком на точку початку відліку C і площиною кола галактичної широти світила. Галактичні довготи відлічуються проти годинникової стрілки, якщо дивитися з північного галактичного полюса, тобто на схід від точки початку відліку C в межах від 0 В° до 360 В°.
Точка початку відліку C знаходиться поблизу направлення на галактичний центр, але не збігається з ним, оскільки останній, внаслідок слабкий піднесеності Сонячної системи над площиною галактичного диска, лежить приблизно на 1 В° на південь від галактичного екватора. Крапку початку відліку C вибирають такий спосіб, щоб точка перетину галактичного і небесного екватора з прямим сходженням 280 В° мала галактичну довготу 32,93192 В° (на епоху 2000). p> Координати точки початку відліку C на епоху 2000 в екваторіальній системі координат складають:
В В В
Зміни координат під час обертання небесної сфери
В
Висота h, зенітна відстань z, азимут A і часовий кут t світил постійно змінюються внаслідок обертання небесної сфери, так як відраховуються від точок, не пов'язаних з цим обертанням. Схиляння Оґ, полярне відстань p і пряме сходження О± світил при обертанні небесної сфери не змінюються, але вони можуть змінюватися через рухів світил, не пов'язаних з добовим обертанням.
Історія та застосування
Небесні координати вживалися вже в глибоку давнину. Опис деяких систем міститься в працях давньогрецького геометра Евкліда (близько 300 до н.е.. е..). Опублікований в В«АльмагестіВ» Птолемея зоряний каталог Гіппарха містить положення 1022 зірок в екліптичній системі небесних координат.
Спостереження змін небесних координат призвели до найбільшим відкриттям в астрономії, які мають величезне значення для пізнання Всесвіту. До них відносяться явища прецесії, нутації, аберації, паралакса, власних рухів зірок та інші. Небесні координати дозволяють вирішувати задачу виміру часу, визначати географічні координати різних місць земної поверхні. Широке застосування знаходять небесні координати при складанні різних зоряних каталогів, при вивченні істинних рухів небесних тіл - як природних, так і штучних - В небесній механіці і астродинаміці і при вивченні просторового розподілу зірок в проблемах зоряної астрономії.
ТЕОРІЇ РУХУ НЕБЕСНИХ ТЕЛ
Розв'язувані Теорією руху небесних тіл завдання поділяються на дві великі групи:
I. Розробка загальних питань руху небесних тіл в гравітаційному полі, так звана задача n тіл, приватними випадками якої є завдання трьох тіл (у астрономії, завдання про рух трьох тіл, взаємно притягуються за законом тяжіння Ньютона і розглядаються як матеріальні точки) і задача двох тіл. p> Класичний приклад трьох тел завдання - система Сонце, Земля, Місяць. У 1912р. фінський астроном К.Ф. Сундман знайшов спільне рішення цієї задачі у вигляді рядів, що сходяться для будь-якого моменту часу t. Однак ряди Сундмана виявилися абсолютно марними для практичних обчислень внаслідок їх вкрай повільною збіжності. При деяких спеціальних початкових умовах можна отримати дуже прості рішення задачі трьох тіл (рішення Лагранжа), що представляють великий інтерес для астрономії. Це точки лібрації (положення відносної рівноваги в задачі небесної механіки про русі тіла малої маси в силовому полі, не що залежить від часу під обертається системі координат), в яких тіло малої маси може перебувати в стані відносного рівноваги по відношенню до двох ін небесним тілам (так звана, обмежена завдання трьох тіл). Для системи двох тіл (розглянутих як точкові притягають маси) існують три колінеарні точки лібрації, що лежать на прямої, що проходить через ці тіла, і дві трикутні точки лібрації, розташовані таким чином, що два тіла і точки лібрації утворюють рівносторонні трикутники.
У колінеарних точках либрации тіла перебувають у нестійкій рівновазі. Для астродинаміки представляють інтерес точки либрации систем Земля - Місяць і Сонце - Земля. p> Окремим випадком трьох тіл задачі є так звана обмежена завдання трьох тіл, в якій два тіла кінцевої маси рухаються навколо центру інерції по еліптичних орбітах, а третій тіло має нескінченно малу масу. Для обмеженою завдання вдалося досліджувати різноманітні класи періодичних рухів. Для загального випадку завдання трьох тіл детально вивчені граничні властивості руху при t В® + Г. і t В®-Г, тобто так звані фінальні руху. p> У задачі двох тіл, притягуються тіла приймаю...
