Склонение солнца как найти

Склонение (астрономия)

* Объект на небесном экваторе имеет склонение 0°

* Склонение северного полюса небесной сферы равно +90°

Склонение южного полюса равно −90°У склонения всегда указывается знак, даже если оно положительно.

Склонение небесного объекта, проходящего через зенит, равно широте наблюдателя (если считать северную широту со знаком +, а южную со знаком −).

В северном полушарии Земли для заданной широты φ небесные объекты со склонением δ > 90° − φ не заходят за горизонт, поэтому называются незаходящими. Если же склонение объекта δ 90° + φ (φ для южного полушария берётся со знаком минус).

Связанные понятия

Упоминания в литературе

Связанные понятия (продолжение)

В списке приведены самые яркие звёзды, наблюдаемые с Земли, в оптическом диапазоне по видимой звёздной величине. Для кратных звёзд приведена суммарная звёздная величина.

Спектрально-двойной — называют систему двойных звёзд, если двойственность обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Обычно это системы, у которых скорости компонентов достаточно велики, а расположены они настолько близко, что увидеть их раздельно с использованием современных телескопов невозможно. В результате орбитального движения звёзд вокруг центра масс одна из них приближается к нам, а другая от нас удаляется, их лучевые скорости (вдоль направления на наблюдателя) неодинаковы и, как.

Переменные звезды имеют специальные обозначения, если они ещё не были обозначены буквой греческого алфавита, в формате обозначения Байера, в сочетании с именем созвездия в родительном падеже, в котором эта звезда находится. (см. Список созвездий и их латинское название (родительный падеж)).

Источник

Следовательно, чтобы найти положение Солнца в заданном месте в заданное время, можно проделать следующие три шага:

СОДЕРЖАНИЕ

Примерное положение

Эклиптические координаты

Средняя аномалия Солнца ( на самом деле, Земли по своей орбите вокруг Солнца, но это удобно делать вид Солнца вокруг Земли), является:

поскольку эклиптическая широта Солнца никогда не превышает 0,00033 °,

а расстояние от Солнца до Земли в астрономических единицах равно:

Наклон эклиптики

Если угол наклона эклиптики нигде не получен, его можно приблизительно определить:

Экваториальные координаты

Чтобы получить RA в правом квадранте в компьютерных программах, используйте функцию Arctan с двойным аргументом, такую ​​как ATAN2 (y, x)

Прямоугольные экваториальные координаты

Правосторонние прямоугольные экваториальные координаты в астрономических единицах равны:

Горизонтальные координаты

Склонение Солнца при взгляде с Земли

Обзор

Если осевой наклон на 90 ° уменьшается, то абсолютные максимальное и минимальное значения наклона уменьшатся, чтобы равняться осевому наклону. Кроме того, формы максимумов и минимумов на графике станут менее острыми, изогнувшись, чтобы напоминать максимумы и минимумы синусоидальной волны. Однако даже когда осевой наклон равен наклону реальной Земли, максимумы и минимумы остаются более острыми, чем у синусоидальной волны.

Поэтому график видимого склонения Солнца по-разному отличается от синусоидальной волны. Как показано ниже, его точный расчет сопряжен с некоторыми трудностями.

Расчеты

Склонение Солнца в любой момент рассчитывается по формуле:

Склонение можно более точно рассчитать, если не делать двух приближений, используя параметры орбиты Земли для более точной оценки EL:

который можно упростить, оценив константы до:

Атмосферная рефракция

Вышеописанные расчеты склонения не включают эффекты преломления света в атмосфере, из-за которых видимый угол возвышения Солнца, видимый наблюдателем, оказывается выше фактического угла возвышения, особенно при малых возвышениях Солнца. Например, когда Солнце находится на высоте 10 °, кажется, что оно находится под углом 10,1 °. Наклонение Солнца может использоваться вместе с его прямым восхождением для расчета его азимута, а также его истинного возвышения, которое затем может быть скорректировано на преломление, чтобы определить его видимое положение.

Уравнение времени

Аналемма

Источник

Расчет кажущегося положения Солнца

Мы же приведем результат в простейшем виде:

(3.4)

(3.5)

— склонение Солнца определяется по формуле ;

, (3.6)

где — солнечное время в часах, отсчитываемое от астрономического полудня.

Часовой угол захода(восхода) Солнца

При восходе и заходе Солнца h = 0. Из уравнения (3.4) видно, что это произойдет при углах τ в каждом из двух случаев, близких к полудню, для которых при h = 0 из уравнение имеем:

(3.7)

(3.8)

Тогда часовой угол захода (восхода) Солнца для горизонтальной поверхности

τ=arccos(-tg tg ) (3.9)

ЛЕКЦИЯ 5

Тема: Фотоэлектрические преобразование солнечной энергии

Источник

Определение по МАЕ часовых углов и склонений Солнца

t_ГР =t_ГРT +Δ₁t +Δ₂t

t_M =t_ГР ±λE/W,

где λ – значение счислимой долготы места на время замера высоты Солнца, снятое с путевой карты.

δ =δ_T +Δδ .

Задача: 11 июня 2000 г. в точке: φ_C=42°48,0′N, λ_C=32°33,8′Е измерили h :

Определить: t_M , δ .

Решение:

t_ГР =300°05,2′+1°21,7′+ 0,1′= 301°27,0′.

t_M =301°27,0′+32°33,8′=334°00,8′.

t_M =360° –334°00,8′=25°59,2′Е.

δ =23°06,7′+0,0′=N23°06,7′.

Ответ: t_M =25°59,2′W; δ =N23°06,7′.

Расчет часовых углов и склонений Солнца (экваториальные координаты)

4.4. Особенности определения по МАЕ часовых углов и склонений Луны и навигационных планет

4.4.1. Определение по МАЕ часовых углов и склонений Луны

Методика определения часовых углов и склонений Луны аналогична методике определения часовых углов и склонений Солнца за исключением:

Задача: 11 июня 2000 г. в точке: φ_С=43°30′N, λ_С = 26°22,4′Е измерили h :

Определить: t_M , δ .

Решение:

t_ГР =327°28,6′+8°58,1′+0°08,7′=336°35,4′.

t_M =336°35,4′+26°22,4′=362°57,8′W (t_W–360°) = 2°57,8′W.

δ =S3°59,6′+0°07,2′=S4°06,8′.

Ответ: t_M =2°57,8′W; δ =S4°06,8′.

Расчет часовых углов и склонений Луны (экваториальные координаты)

Приб. ТС	22.38	Приближенное судовое время (час., мин.) замера высоты Луны.
№ E-/W+	–4Е	Номер часового пояса, по которому поставлены судовые часы.
Приб. ТГР	18.38	Приближенное Гринвичское время (час., мин.) замера высоты Луны (Приб. ТГР=Приб. ТС N E/W).
Дата	11.06.2000.	Гринвичская дата наблюдений.
Т	22·38·50	Среднее время замера высоты Луны по рабочим часам (часы·минуты·секунды).
U	–4·01·15	Поправка рабочих часов [UЧ=ТГР–ТЧ или UЧ=(ТХР–ТЧ)+UЧ].
ТГР	18·37·35	Гринвичское время замера высоты (ТГР=Т+U).
tТ	327°28,6′	Из ЕТ МАЕ по Гринвичской дате (11.06.2000.) и целому часу ТГР (18ч) для Луны (с. 135 МАЕ) → Приложение 1.
Δ1t	8°58,1′	Из ОИТ МАЕ на минуту ТГР (37м) и секунды ТГР (35с) для Луны (с. 308 МАЕ) → Приложение 8.
Δ2t	+ 8,7′	Из ОИТ МАЕ на минуту ТГР (37м) и значению квазиразности =+13,9′ (с. 308 МАЕ) → Приложение 8.
tГР	336°35,4′	Сумма: [tГР =tТ +Δ1t + Δ2t].
λCE+/W-	+26°22,4′	Значение счислимой долготы с путевой карты на ТС=22.38.
t M	—	Только для звезд.
τ*	—	Только для звезд.
tW	2°57,8′	Сумма: [tW =tГР ±λСЕ/W] до 360°: если tW > 360° – отнять 360° и остаток записать в tW; если tW > 180°, то …
tE	—	…tE=360°–tW.
/ Δ	+13,9′ / +11,5′	Из ЕТ МАЕ по дате наблюдений (11.06.2000.) и целому часу ТГР (18ч) значение =+13,9′ (после tГР) и значение Δ=+11,5′ (после δT) – с.135 МАЕ → Приложение 1.
δT	S3°59,6′	Из ЕТ МАЕ по дате наблюдений (11.06.2000.) и целому часу ТГР (18ч) для Луны (с. 135 МАЕ) → Приложение 1.
Δδ	+7,2′	Из ОИТ МАЕ на минуту ТГР (37м) по значению Δ=+11,5′ для Луны (с. 308 МАЕ) → Приложение 8.
δ	S4°06,8′	Сумма: [δ =δT +Δδ].

4.4.2. Определение по МАЕ часовых углов и склонений навигационных планет

Расчет часовых углов и склонений планеты (экваториальные координаты)

Марс
Приб. ТС	21.37	Приближенное судовое время (час., мин.) замера высоты планеты.
№ E-/W+	–4Е	Номер часового пояса, по которому поставлены судовые часы.
Приб. ТГР	17.37	Приближенное Гринвичское время (час., мин.) замера высоты планеты (Приб. ТГР = Приб. ТС N E/W).
Дата	11.06.2000.	Гринвичская дата наблюдений.
Т	21·37·45	Среднее время замера высоты планеты по рабочим часам (часы·минуты·секунды).
U	–4·01·06	Поправка рабочих часов [UЧ = ТГР – ТЧ или UЧ = (ТХР – ТЧ) + UХР].
ТГР	17·36·39	Гринвичское время замера высоты планеты (ТГР = Т + U).
tТ	68°53,1′	Из ЕТ МАЕ по Гринвичской дате (11.06.2000.) и целому часу ТГР (17ч) для планеты Марс (с. 134 МАЕ) → Приложение 1.
Δ1t	9°09,1′	Из ОИТ МАЕ на минуты и секунды ТГР (36м 39с) для «Солнца и планет» (с. 308 МАЕ) → Приложение 8.
Δ2t	+ 1,0′	Из ОИТ МАЕ на минуту ТГР (36м) и значению квазиразности для планеты Марс ( = +1,6′). Знак Δ2t одинаков co знаком → Приложение 8.
tГР	78°03,2′	Сумма: [tГР = tT + Δ1t + Δ2t].
λCE+/W-	+49°22,5′	Значение счислимой долготы с путевой карты на ТС = 21.37.
tM	—	Только для звезд.
τ*	—	Только для звезд.
tW	127°25,7′	Сумма: [tW = tГР ± λC Е/W] до 360° если tW > 360° – отнять 360° и остаток записать в tW; если tW > 180°, то …
tE	—	… tE = 360° – tW.
, Δ	+1,6′, +0,1′	Из ЕТ МАЕ по дате наблюдений (11.06.2000.) во второй строчке снизу для планеты Марс ( – квазиразность, Δ – разность) – с.134 МАЕ → Приложение 1.
δT	N24°08,2′	Из ЕТ МАЕ по дате наблюдений (11.06.2000.) и целому часу ТГР (17ч) для планеты Марс (с. 134 МАЕ) → Приложение 1.
Δδ	+0,1′	Из ОИТ МАЕ на минуту ТГР (36м) по значению Δ = +0,1′ (с. 308 МАЕ). Знак Δδ одинаков со знаком Δ → Приложение 8.
δ	N24°08,3′	Сумма: [δ = δT + Δδ].

Методика определения часовых углов и склонений навигационных планет (Венера, Марс, Юпитер, Сатурн) аналогична методике определения часовых углов и склонений Солнца за исключением лишь того, что значения t_ГРТ, δ_Т, и Δ выбираются из колонки той планеты, высота которой была измерена.

Задача: 11 июня 2000 г. в точке (λ_С=49°22,5′Е) измерили высоту Марса:

Определить: t_М и δ Марса.

Решение:

4.4.3. Задачи на вычисление экваториальных координат светил

А. Задачи на вычисление экваториальных координат звезды

Б. Задачи на вычисление экваториальных координат Солнца

В. Задачи на вычисление экваториальных координат Луны (для λ_C = 36°20,0′E)

Г. Задачи на вычисление экваториальных координат навигационных планет
(для λ_C = 36°32,5′E)

Выводы

Источник