Видимое собственное движение Солнца
Эклиптика. Основные точки и линии на ней
Для нужд мореходной астрономии удобнее рассматривать движение всех светил на небесной сфере, а наблюдатель на земле принимается находящимся в центре небесной сферы. Данное удобство однако входит в противоречие с фактическим движением Земли относительно Солнца и звёзд. Мореходная астрономия это прикладная наука общей астрономии и она специально разработана астрономами для нужд моряков. Изучающим мореходную астрономию необходимо научиться ориентироваться на небесной сфере среди большого числа больших кругов, часовых углов, высот, склонений, полюсов и различных точек – точка Овна, точек равноденствий и солнцестояний, непривычных терминов и понятий и обозначений. Несомненно, что без заучивание определений и тщательного изучения и запоминания схем и рисунков не обойтись. Только усердное изучение теории поможет понять мореходную астрономию и успешно применять знания в процессе управления судном. Мореходная астрономия немыслима без знаний некоторых разделов математики, например, сферической тригонометрии, а изучение точной науки математики, всегда положительно сказывается на умственном развитии изучающего, а для специалиста, который практически постоянно должен находить и принимать решения, в ситуациях острого дефицита времени, это особенно необходимо. Так что изучение мореходной астрономии, хотя и кажется многим начинающим штурманам не нужным занятием, в действительности не утратило своей важности и актуальности.
Ежедневные наблюдения за Солнцем показывают, что азимут восхода и азимут захода ежедневно изменяются.
Изменяется время восхода и захода Солнца, изменяется меридиональная высота светила, всё это свидетельствует о том, что Солнце, помимо участия в видимом суточном движении имеет видимое кажущееся движение.
Если выбрать из Морского астрономического Ежегодника (МАЕ) на истинный полдень прямое восхождение и склонение Солнца за целый год с промежутком через 10 суток и нанести эти данные на небесную сферу, то получим большой круг, площадь которого не совпадает ни с площадью истинного горизонта, ни с плоскостью небесного экватора, а наклонена к последнему на угол ξ (кси). ξ = 23° 27′ .
Видимый кажущийся годовой путь Солнца по небесной сфере называется эклиптикой .
Эклиптика пересекается с плоскостью небесного экватора в точках равноденствия.
Точка, в которой Солнце имеет склонение равное 0° и наименование меняется с Южного ( Зюйдовое – S ) на Северное ( Нордовое – N ), называется точкой весеннего равноденствия 
, это происходит 21 марта, в День весеннего равноденствия .
Точка, в которой Солнце имеет склонение равное 0° и наименование меняется с Северного ( Нордового – N ) на Южное ( Зюйдовое – S ), называется точкой осеннего равноденствия 
, и Солнце приходит в эту точку 23 сентября, в День осеннего равноденствия .
Линия на небесной сфере, соединяющая точки равноденствия есть линия равноденствия .
Эклиптика пересекает меридиан наблюдателя в двух точках, точках солнцестояния, обозначенных на небесной сфере В и В1.
Точка, в которой склонение Солнца достигает наибольшего значения δ = 23° 27′ N является точкой летнего Солнцестояния и Солнце приходит в неё 22 июня, в День летнего Солнцестояния .
Точка, в которой склонение Солнца достигает наибольшего значения δ = 23° 27′ S является точкой зимнего Солнцестояния и Солнце приходит в неё 22 декабря, в День зимнего Солнцестояния .
Линия на небесной сфере, соединяющая точки солнцестояний называется линией солнцестояний .
Прямая на небесной сфере TN TS перпендикулярная плоскости эклиптики и проходящая через её центр, есть ось эклиптики .
Ось эклиптики пересекает небесную сферу в полюсах TS – северном полюсе эклиптики и TS – южном полюсе эклиптики.
Большой круг проходящий через полюса эклиптики есть колюр .
Солнце в своём движении по эклиптике 21 марта приходит в точку весеннего равноденствия, которая участвует в видимом суточном движении светил. Эта точка вместе с Солнцем начнёт движение. Через сутки точка весеннего равноденствия возвратится на своё место, то есть произойдёт её кульминация, а Солнце опоздает к моменту кульминации на 4 минуты, так как имеет видимое собственное движение, направленное в противоположную сторону видимого суточного движения светил и движется со скоростью 1° в сутки.
С 21 марта Солнце начнёт удаляться от небесного экватора по спиралеобразной кривой и 22 июня придёт в точку В. Солнце будет иметь склонение δ = 23° 27′ N , прямое восхождение α = 90° и в своём видимом суточном движении опишет на небесной сфере наиболее удалённую от экватора небесную параллель – тропик Рака .
С 22 июня Солнце по спиралеобразной кривой начнёт приближаться к плоскости небесного экватора и 23 сентября придёт в точку осеннего равноденствия . Солнце будет иметь склонение δ = 0, прямое восхождение α = 180°.
С 23 сентября Солнце по спиралеобразной кривой начнёт удаляться от небесного экватора к Южному полюсу и 22 декабря придёт в точку В1. Солнце будет иметь склонение δ = 23° 27′ S , прямое восхождение α = 270° и в своём видимом суточном движении опишет на небесной сфере наиболее удалённую от экватора небесную параллель – тропик Козерога .
С 22 декабря Солнце по спиралеобразной кривой вновь начнёт движение в сторону точки весеннего равноденствия .
Промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия есть тропический год . Его продолжительность 365,2422 суток.
Промежуток времени, в течение которого Солнце сделает полный оборот относительно звёзд есть звёздный год . Его продолжительность 365,2564 суток.
Очевидно, что фактически не Солнце движется вокруг Земли, а Земля движется вокруг Солнца, в ту же самую сторону, в которую она вращается вокруг своей оси.
Путь, по которому движется Земля вокруг Солнца, называется земной орбитой, которая представляет собой эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце и плоскость эллипса наклонена на 23° 27′. Точка на орбите, ближайшая к Солнцу, называется перигелий , а точка, наиболее удалённая от Солнца, называется афелий .
Источник
Порядок решения некоторых астрономических задач
Основные соотношения и формулы
При решении различных задач мореходной астрономии используются следующие основные соотношения и формулы.
Для определения даты на меридиане Гринвича и приближенного всемирного времени Тгр к судовому времени.
Тс прибавляют западный (или отнимают восточный) номер часового пояса: Тгр = Тс + №W, Тгр = Тс — №E.
Для определения всемирного времени Тгр показания хронометра Тхр исправляют его поправкой uхр (и прибавляют 12 ч, если это необходимо): Тгр = Тхр + uхр + (12ч).
При определении местного часового угла tм к гринвичскому часовому углу tгр прибавляют восточную (или отнимают западную) долготу l: tм = tгр+ lW, tм = tгр — lE.
Определяя местный часовой угол звезды tм* , к местному часовому углу точки Овна tмg прибавляют звездное дополнение t*: tм* = tмg+ t*.
Исправление высот светил:
для получения измеренной высоты светила h’ отсчет навигационного секстана ОС исправляют поправкой индекса i и инструментальной поправкой s:
Для получения видимой высоты светила hв высоту h’ светила исправляют поправкой за наклонение видимого горизонта d:
Чтобы получить истинную высоту светила h, видимую высоту hв исправляют поправками за астрономическую рефракцию Dhr и параллакс Dhp, а для видимых высот до 50° дополнительными поправками за изменение средней астрономической рефракции в зависимости от температуры Dht и давления воздуха DhВ:
h = hв + Dhr + Dhp + Dht + DhВ.
4.2. Определение широты по высоте Полярной звезды
Широту fо рассчитывают по формуле
fо= h + I + II + III,
где h — истинная высота Полярной звезды; I, II, III — поправки, выбираемые из МАЕ.
1. Измеряем секстаном высоту Полярной звезды и одновременно замечаем Tc и отсчет хронометра.
2. Из ежедневных таблиц МАЕ по гринвичской дате и по Тгр выбираем гринвичский часовой угол точки Овна tgгр на табличный момент всемирного времени, ближайший меньший к рассчитанному моменту Тгр.
3. Из основных инерполяционных таблиц (приложение 4 МАЕ), соответствующих минуте всемирного времени Тгр, в графе “Точка Овна” находим полное изменение Dtgгр за минуты и секунды Тгр.
4. Складываем значения величин tgгр и Dtgгр , результат представит значение гринвичского часового угла точки . Овна tgгр для заданного момента Тгр.
5. Полученный гринвичский часовой угол точки Овна tgгр переводим в местный часовой угол tgм по формуле
6. Отсчет секстана ОС исправляем поправками для получения истинной h.
7. Из таблиц МАЕ “Широта по высоте Полярной” выбираем три поправки к высоте Полярной.
Определение широты по меридиональной высоте Солнца
За меридиональную высоту Солнца H обычно принимают наибольшую из измеренных высот Hl , и широту f рассчитывают по формуле
Вследствие изменения склонения наблюдаемого светила и широты места при движении судна светило в момент наибольшей высоты находится вне меридиана наблюдателя, и поэтому рассчитанную широту требуется исправить поправкой
Df= ((D — y)/21.7)2 (tgf1+ tgd)
где D — часовое изменение склонения d в минутах дуги выбирается из МАЕ, причем D положительно, если светило приближается к повышенному полюсу, и отрицательно, если удаляется от него; y — часовое изменение широты в минутах (y=VcosПУ), y; положительно, если РШ одноименна с широтой, и
отрицательно, если РШ разноименна с широтой (y можно выбрать из табл. 24 МТ—75 как РШ за плавание данным курсом в течение часа)
Определив D и f, находят их разность.
Затем из таблицы 6-а МТ—75 выбирают tgf1, tgd и определяют их разность.
Из табл. 19 МТ—75 по найденным разностям D — y и tgf — tgd выбирают значение Df.
Наибольшая высота наблюдается до кульминации, если Солнце позади траверза судна, и после кульминации, если Солнце впереди траверза.
Поскольку опережение (отставание) может превышать 20 мин, это надо учитывать при выходе на наблюдения.
Определение широты по меридиональной высоте Солнца
В широтах до 50°, если изменение широты за 1 ч не превышает 12′, можно принимать f1 за f0.
Для определения времени выхода на наблюдения рассчитывают Тс кульминации Солнца по схеме:
Определение времени выхода на наблюдения рассчитывают Тс кульминации Солнца
Определение долготы по высоте светила на первом вертикале (А =90°)
Часовые углы в этой формуле считаем к W;
tгр — выбираем из МАЕ по замеченному времени наблюдения;
tм — местный часовой угол рассчитываем по измеренной высоте, склонению из МАЕ и счислимой широте по формуле
cos t =sin h sec f sec d — tg f tg d,
которую для упрощения вычислении преобразуем в вид
lg sin2 t/2 = lg 0,5 + lg secf + lg sec d + lg cos (f—d) +b,
где b— вспомогательный логарифм. Его выбираем из таблиц логарифмов разностей b (табл. З-б МТ-75) по аргументу Гаусса (А. Г. lg cos ((f—d) — lg sin h).
1) исправляем высоту и рассчитываем tгр и d по МАЕ;
2) рассчитываем местный часовой угол.
Определение долготы по высоте светила на первом вертикале
Переводим восточный часовой угол в западный tw =360° — tE.
Рассчитываем долготу lE = tw — tгр.
Если lE > 180°, переводим в lw = 360° —lE .
Так как азимут светила при измерении высоты был 90°, то полученная долгота практически свободна от ошибок из-за неточности широты
Определение поправки компаса
где А — азимут светила в круговом счете (для определения А используются табл. 20-а и 20-6 МТ-75); КП — компасный пеленг на светило.
Способ определения поправки компаса путем пеленгования верхнего края Солнца в моменты его восхода или захода является приближенным, особенно в высоких широтах, вследствие неустойчивой астрономической рефракции при малых высотах Солнца.
При пеленговании светил с высотой более 30° ошибки быстро возрастают Следует избегать применения откидного зеркала пеленгатора и критически относиться к поправке компаса, если при пеленговании использовали зеркало.
Необходимо следить, чтобы пеленгатор не имел наклона относительно плоскости вертикала светила. Замечать отсчет пеленга следует только после нескольких предварительных прицеливании. Для устранения промахов следует пеленговать светило сериями из трех-пяти измерений пеленгов и моментов с последующим осреднением результатов.
Для вычислений пользуются таблицами ТИПС*, ВАС** или ТВА***, в которых приведены правила их использования.
измеряем три-пять пеленгов светила, замечая моменты Тхр с точностью до 10 с;
замечаем судовое время Tc , отсчет лага ол и КК, снимаем с карты fc и lc;
рассчитываем средний Тхр;
определяем Тгр и находим по МАЕ tм и d светила;
по fc , d и tм рассчитываем по таблицам азимут светила;
рассчитываем средний КП и находим DК.
В частном случае поправку компаса DК определяют по пеленгу на Полярную звезду. Порядок действий описан в пояснении к МАЕ, с помощью которого делаются все вычисления, кроме исправления высоты. Расчеты местного часового угла Полярной звезды можно вести с точностью до 0,1°.
Источник