Читать «Кроме Стоунхенджа» онлайн - страница 175

Таблица 2

ПОЛУДИАМЕТР И ПАРАЛЛАКС СОЛНЦА И ЛУНЫ

Например, геометрическая высота верхнего края диска равна h+g – p, a нижнего края h – q – р. Средние величины для Солнца, Луны и звезд при различных условиях даны в табл. 2.

Из-за эллиптичности земной орбиты расстояние от Солнца до Земли меняется в пределах ±1,7 %, ввиду чего величина q для Солнца колеблется, хотя u незначительно (±0,005°). Изменения р ничтожно малы.

Эллиптичность лунной орбиты вызывает колебания ±0,014° для величины q и ±0,052° для р. Для обоих параметров знак «+» действителен при нахождении Луны в перигее, что повторяется через каждые 27,554551 суток.

Когда диск Солнца или Луны делится видимым горизонтом точно пополам, эти отклонения q отсутствуют, но отклонения параллакса остаются.

Табл. 1 составлена для положения на уровне моря, когда атмосферное давление Ро равно 1002 мбар, а температура воздуха T₀ составляет 10 °C. Для различных условий (Р. T₀) величина г умножается на коэффициент /i, где

f₁ = 1–0,0036 (T – T₀) 0,0010 (Р – Р_о). (6)

На высоте H над уровнем моря величину г необходимо умножить на коэффициент f₂, где

f₂ = е ^-H/8400 (7)

Удобно выразить ошибку по вертикали D направления через ошибку Е по горизонтали. Все небесные тела, если наблюдать их с любой точки земной поверхности, кроме полюсов и экватора, восходят и заходят наклонно (рис. 49). Таким образом, в первом приближении плоская проекция на небо, показанная на рис. 49, дает

D/E=tg В. (8)

Угол В равен углу ZSP сферического треугольника на рис. 47, и, следовательно, его величина определяется формулой (3).

Склонение Солнца в любую эпоху изменяется от максимума +ε в день летнего солнцестояния до – ε в день зимнего солнцестояния, где ε – наклонение эклиптики, приведенное в табл. 3.

Рис. 49. Наклонный путь восхождения небесного светила.

Максимальное склонение Луны в любую эпоху меняется от +(ε+i) до + (ε – i) с периодом 9,305 года, где i – среднее наклонение орбиты Луны. Минимальное склонение колеблется от значения – (ε+i) до – (ε – i) с тем же самым периодом. Наклонение лунной орбиты может быть представлено простым выражением

t° = 5,15^o±0,15°, (9)

где небольшое колебание +0,15° находится в фазе с долей протекшего драконического года. Знак «+» применим в течение двух сезонов затмений, например в июне и декабре 1964 г., а знак «-» относится к промежуточным месяцам, т. е. в данном случае к марту и сентябрю 1964 г.

Средние величины для крайних положений Луны ± (ε±i) приведены в табл. 3. Для месяцев, на которые приходятся затмения, величины ε+i будут в численном выражении на 0,15° больше, а величины ε – i – на столько же меньше.

Таблица 3

КРАЙНИЕ СКЛОНЕНИЯ СОЛНЦА И ЛУНЫ ЗА 3500 ЛЕТ

Склонения звезд приведены в каталоге Смитсоновской астрофизической обсерватории, охватывающем 5000 лет (Хокинс и Розенталь, 1967).

Если объект, а следовательно, и склонение известны, уравнение может быть решено относительно D. Если же объект неизвестен, уравнение можно решить, положив D равным нулю.