Кульминация (астрономия)
В астрономии кульминация ( лат. Culmen , вершина) — это прохождение астрономического объекта через наивысшую ( верхнюю кульминацию ) или самую низкую ( нижнюю кульминацию ) дневную позицию на его очевидном круговом пути в небе . Такое же обозначение используется для времени такого прохода и для соответствующей высоты.
Для позиции, измеренной с углом места h, указывается время прохождения этой позиции. Угол возвышения отрицательный, если кульминация находится ниже горизонта и не видна. Обычно это относится к нижней кульминации.
Содержание
Угол возвышения на кульминации
Угол возвышения объекта задается ЧАС <\ displaystyle h> 
- склонение объекта (северная половина неба :; южной половине неба 🙂 и δ <\ displaystyle \ delta>
0>»> δ > 0 <\ displaystyle \ delta>0>0″> δ 0 <\ displaystyle \ delta - широта места расположения наблюдения ( северное полушарие : ; южное полушарие : ) φ <\ displaystyle \ varphi>0>»> φ > 0 <\ displaystyle \ varphi>0>0″> φ 0 <\ displaystyle \ varphi
по следующим формулам (они точны, только если точка кульминации находится на меридиане ):
| Угол возвышения | |
|---|---|
| верхняя кульминация | ЧАС О K знак равно + 90 ∘ — | δ — φ | <\ displaystyle h _ <\ mathrm |
| нижняя кульминация | ЧАС U K знак равно — 90 ∘ + | δ + φ | <\ displaystyle h _ <\ mathrm |
Кульминационная высота и видимость
- В циркумполярные звезды никогда не заходило, их нижняя кульминация всегда над горизонтом: 0>»> ЧАС U K > 0 <\ displaystyle h _ <\ mathrm
>> 0> 0″> - И наоборот, звезды около противоположного полюса на небе никогда не будут видны с другой половины Земли; верхняя кульминация также имеет отрицательный угол возвышения: ЧАС О K 0 <\ Displaystyle ч _ <\ mathrm <ОК>>
Примерами являются звезды Южного Креста ( звезды в южном полушарии), которые можно наблюдать только примерно до 25 ° северной широты в верхней кульминации. δ ≈ — 35 год ∘ 0 → <\ displaystyle \ delta \ приблизительно -35 ^ <\ circ>
- Для объектов со склонением между двумя указанными выше. Ценности, только верхняя кульминация лежит за горизонтом; эти объекты поднимаются и опускаются. δ <\ displaystyle \ delta>
Из этого следует:
| Расположение наблюдателя | Видимость звезд, отвечающих следующему условию | ||
|---|---|---|---|
| приполярный: всегда | не всегда | никогда | |
| Северный полюс φ знак равно + 90 ∘ <\ displaystyle \ varphi = + 90 ^ <\ circ>> | 0^<\circ >>»> δ > 0 ∘ <\ displaystyle \ delta>0 ^ <\ circ>> 0 ^ <\ circ>>»> , г. ЧАС. северное небо | — | δ 0 ∘ <\ displaystyle \ delta , г. ЧАС. южное небо |
| Северное полушарие 0 ∘ φ + 90 ∘ <\ displaystyle 0 ^ <\ circ> | +(90^<\circ >-\varphi )>»> δ > + ( 90 ∘ — φ ) <\ displaystyle \ delta>+ (90 ^ <\ circ>— \ varphi)> + (90 ^ \ circ — \ varphi)»> | — ( 90 ∘ — φ ) δ + ( 90 ∘ — φ ) <\ displaystyle - (90 ^ <\ circ>— \ varphi) | δ — ( 90 ∘ — φ ) <\ displaystyle \ delta |
| экватор φ знак равно 0 ∘ <\ displaystyle \ varphi = 0 ^ <\ circ>> | — | — 90 ∘ δ + 90 ∘ <\ displaystyle -90 ^ <\ circ> , г. ЧАС. все звезды | — |
| Южное полушарие — 90 ∘ φ 0 ∘ <\ displaystyle -90 ^ <\ circ> | δ — ( 90 ∘ + φ ) <\ displaystyle \ delta | — ( 90 ∘ + φ ) δ + ( 90 ∘ + φ ) <\ Displaystyle - (90 ^ <\ circ>+ \ varphi) | +(90^<\circ >+\varphi )>»> δ > + ( 90 ∘ + φ ) <\ displaystyle \ delta>+ (90 ^ <\ circ>+ \ varphi)> + (90 ^ \ circ + \ varphi)»> |
| Южный полюс φ знак равно — 90 ∘ <\ displaystyle \ varphi = -90 ^ <\ circ>> | δ 0 ∘ <\ displaystyle \ delta , г. ЧАС. южное небо | — | 0^<\circ >>»> δ > 0 ∘ <\ displaystyle \ delta>0 ^ <\ circ>> 0 ^ <\ circ>>»> , г. ЧАС. северное небо |
Верхняя кульминация звезды находится в северном полушарии Земли.
- к югу от зенита, если его склонение меньше широты, и
- к северу от зенита (между зенитом и северным полюсом), если его склонение больше широты;
нижняя кульминация, если она видна, всегда находится к северу от зенита (за северным полюсом).
Кульминация и меридиан
В случае астрономического объекта с постоянным склонением точки кульминации для конкретного места наблюдения лежат на соответствующем (астрономическом) меридиане , то есть точно в направлении южной или северной точки горизонта. Тогда время кульминации и прохождения меридиана идентично.
В случае небесных тел с собственным движением — например, Солнца , Луны , планет , планетоидов , спутников — точки кульминации обычно не находятся точно на меридиане, потому что их склонение меняется.
В случае с солнцем отклонение его кульминации от меридионального прохождения очень мало и почти равно нулю во время солнцестояний . Ежедневные кульминации происходят в течение полугода между зимним и летним солнцестоянием, немного позже , во втором полугодии, незадолго до прохождения меридиана. Разница во времени между верхней кульминацией и истинным полуднем обычно составляет всего несколько секунд. Угол возвышения Солнца в верхней кульминации и его полуденная высота во время прохождения меридиана примерно одинаковы.
С другой стороны, спутники и луна совершают относительно большие движения сами по себе, так что отклонения от меридиана могут быть значительными. С Луной разница во времени между кульминацией и прохождением меридиана составляет несколько минут и может быть рассчитана примерно следующим образом: Δ т <\ displaystyle \ Delta t>
Δ т ≈ ( загар φ — загар δ ) ⋅ d т d δ <\ displaystyle \ Delta t \ приблизительно (\ tan \ varphi - \ tan \ delta) \ cdot <\ frac <\ mathrm
Кульминация и звездное время
Верхняя кульминация небесного тела играет роль в измерении звездного времени его прямого угла восхождения , который задается в мере времени (угол) : моменту верхней кульминации весеннего равноденствия (точка отсчета для прямого угла восхождения) присваивается звездное время 00:00 . Если какое-либо небесное тело достигает своей кульминации, то с тех пор оно переместилось под прямым углом восхождения, которому соответствует действительное звездное время. Указание прямого восхождения как звездного времени зависит от места наблюдения, т.е. ЧАС. 00:00 звездного времени не везде одновременно, так как точка весеннего равноденствия достигает своей кульминации в разное время на каждой долготе на Земле.
Время между двумя кульминациями весеннего равноденствия — это звездный день , который так же, как и солнечный день , делится на (Sternzeit-) часы, минуты и секунды. Прямое восхождение неподвижных звезд и, следовательно, звездное время неизменны (значение слова fix ), прямое восхождение Солнца, с другой стороны, увеличивается ежедневно примерно на 1 °, угол орбиты Земли вокруг Солнца. Следовательно, звездные сутки примерно на 4 сидерических минуты короче солнечных суток (см. Также сидерический период , синодический период ). В этом отношении все звездные единицы времени меньше, чем единицы солнечного времени:
т s т е р п т s О п п е ≈ 0,997 27 1 <\ displaystyle <\ frac
Источник
Кульминация звёзд и как она рассчитывается
Как оказалось, не все знают, что такое кульминация звёзд . По определению, кульминация означает наиболее высокий момент чего-либо. Собственно говоря, в астрономии под этим подразумевают наивысший момент движения космического объекта.
Итак, кульминация звезды — это момент её прохождения сквозь небесный меридиан во время суточного движения светила.
Стоит напомнить, что небесный меридиан является кругом сферы неба, который проходить сквозь зенит, полюс мира, а также южный полюс мира и надир.
Полюс мира представляет собой, можно сказать, отправную точку. Она лежит на небесной сфере, и как раз вокруг неё происходит видимое суточное движение звёзд. Причем перемещаются они по кругу параллельно экватору.
Какая бывает кульминация звезд
По данным учёных, любое светило в течение суток пересекает меридиан неба в двух точках. Другими словами, вот этот момент и называется кульминацией.
Период между описываемым пересечением звёздных тел составляет половину суток, то есть 12 часов.
Так как кульминация звёзд происходит два раза за сутки, то она бывает двух видов:
- верхняя, когда высота светила достигает максимального значения;
- нижняя, наоборот, наступает в то время, когда высота звезды минимальна.
Как рассчитывается кульминация звёзд
Поскольку высота полюса мира над горизонтом равна географической широте местности, то определить значения момента пересечений звёздного тела и небесного меридиана не так уж сложно.
В действительности, верхняя и нижняя кульминация звезды рассчитывается по формуле:
где h — высота, ф — географическая широта и δ — склонение.
Получается, что если известно склонение и высота звезды в момент кульминации, то можно рассчитать географическую широту местности, откуда проводятся наблюдения.
Что интересно, незаходящая звезда для определённой географической широты наблюдается и в верхней, и в нижней кульминации. А вот если светило находится далеко от небесного экватора в сторону юга, то его пересечение с меридианом может быть незаметно.
Для понимания, как и когда происходит кульминация звёзд можно обратиться к нашему главному светилу. Правда, самый простой пример, это Солнце. Оно, как и другие звёзды, два раза в сутки пересекает небесный меридиан. И все мы хорошо знаем это время. Во-первых, верхняя солнечная кульминация-это полдень. Во-вторых, спустя половину суток (12 часов), наступает полночь или нижняя кульминация.
Как видно, люди долгое время наблюдали за движением небесных тел. Они выделили определённые особенности и научились применять их в своей жизни. В целом, само наблюдение за загадочными и светящимися звёздными точками, небесной сферой и космосом безумно увлекательное и красивое зрелище.
Источник
1 Годовое движение Солнца и эклиптическая система координат
Солнце наряду с суточным вращением медленно в течение года перемещается по небесной сфере в противоположном направлении по большому кругу, называется эклиптикой. Эклиптика наклонена к небесному экватору под углом Ƹ, Величина которого в настоящее время близка к 23 26´. Эклиптика пересекается с небесным экватором в точке весеннего ♈ (21 марта) и осеннего Ω (23 сентября) равноденствий. Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90 , есть точки летнего (22 июня) и зимнего (22 декабря) солнцестояний. Экваториальные координаты центра солнечного диска непрерывно изменяются в течении года от 0h до 24 h (прямое восхождение) – эклиптическая долгота ϒm, отсчитывается от точки весеннего равноденствия до круга широты. И от 23 26´ до -23 26´ (склонение) – эклиптическая широта, отсчитывается от 0 до +90 к северному полюсу и 0 до -90 к южному полюсу. Зодиакальными созвездиями называются созвездия, которые находятся на линии эклиптики. Находится на линии эклиптики 13 созвездий: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыбы и Змееносец. Но созвездие Змееносца не упоминается, хотя Солнце и находится в нём большую часть времени созвездий Стрельца и Скорпиона. Сделано это для удобства. При нахождении Солнца под горизонтом на высотах от 0 до -6 — длятся гражданские сумерки, а от -6 до -18 — астрономические сумерки.
2 Измерение времени
Измерение времени основано на наблюдениях суточного вращения свода и годичного движения Солнца, т.е. вращения Земли вокруг своей оси и на обращении Земли вокруг Солнца.
Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит от избранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются:
— Точка весеннего равноденствия ♈ (звёздное время);
— Центр видимого диска Солнца (истинное Солнце, истинное солнечное время);
— среднее Солнце – фиктивная точка, положение которой на небе может быть вычислено теоретически для любого момента времени (среднее солнечное время)
Для измерения длинных промежутков времени служит тропический год, основанный на движении Земли вокруг Солнца.
Тропический год – промежуток времени, между двумя последовательными прохождениями центра истинного центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Он содержит 365,2422 средних солнечных суток.
Из-за медленного движения точки весеннего равноденствия навстречу Солнцу, вызванного прецессией, относительно звёзд Солнце оказывается в той же точке неба через промежуток времени на 20 мин. 24 сек. больший, чем тропический год. Он называется звёздным годом и содержит 365,2564 средних солнечных суток.
3 Звёздное время
Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звёздными сутками.
Звёздное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия: S=t♈, и равно сумме прямого восхождения и часового угла любой звезды: S = α + t.
Звёздное время в любой момент равно прямому восхождению какого — либо светила плюс его часовой угол.
В момент верхней кульминации светила его часовой угол t=0, а S = α.
4 Истинное солнечное время
Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями Солнца (центра солнечного диска) на одном и том же географическом меридиане называется истинными солнечными сутками.
За начало истинных Солнечных суток на данном меридиане принимают момент нижней кульминации Солнца (истинная полночь).
Время, протекающее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток называется истинным солнечным временем Тʘ
Истинное солнечное время выражается через часовой угол Солнца, увеличенный на 12 часов: Тʘ = tʘ + 12 h
5 Среднее солнечное время
Для того, чтобы сутки имели постоянную продолжительность и при этом были связаны с движением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных точек:
— средне эклиптического и средне экваториального Солнца.
— Среднее эклиптическое Солнце (ср.эклип.С.) равномерно движется по эклиптике со средней скоростью.
— Среднее экваториальное Солнце движется по экватору с постоянной скоростью среднего эклиптического Солнца и одновременно с ним проходит точку весеннего равноденствия.
Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же географическом меридиане, называется средними солнечными сутками.
Время, протекающее от нижней кульминации среднего экваториального Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях средних солнечных суток называется средним солнечным временем Тm.
Средне солнечное время Тm на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу Солнца: Тm = tm + 12 h
6 Всемирное, поясное и декретное время
Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называется всемирным или мировым временем Т0.
Местное среднее солнечное время любого пункта на Земле определяется: Тm= Т0 + λ h
Счёт времени ведётся на 24 основных географических меридиана, расположенных друг от друга на долготе точно через 15 (или 1 час) приблизительно посредине каждого часового пояса. Основным нулевым меридианом считается гринвичский. Поясное время есть всемирное время плюс номер часового пояса: ТП= Т0 + n
В России в практической жизни до марта 2011 г. использовалось декретное время:
Декретное время второго часового пояса, в котором располагается Москва, называют московским временем. В летний период (апрель-октябрь) стрелки часов переводились на час вперёд, а в зимний возвращались на час назад.
7 Рефракция
Видимое положение светил над горизонтом отличается от вычисленного по формулам. Лучи от небесного объекта, прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли и преломляются в ней. И так ка плотность увеличивается к поверхности Земли, то луч света всё более отклоняется в одну и ту же сторону по кривой линии, так что направление ОМ1, по которому наблюдатель видит светило, оказывается отклонённым в сторону зенита и не совпадает с направлением ОМ2, по которому бы он видел светило при отсутствии атмосферы.
Явление преломления световых лучей при прохождении земной атмосферы называется астрономической рефракцией. Угол М1ОМ2 называют углом рефракции или рефракцией ρ.
Угол ZOM1 называется видимым зенитным расстоянием светила zʹ, а угол ZOM2 – истинным зенитным расстоянием z: z — zʹ = ρ, т.е. истинное расстояние светила больше видимого на величину ρ.
На линии горизонта рефракция в среднем равна 35ʹ.
Вследствие рефракции наблюдаются изменения формы дисков Солнца и Луны при их восходе или заходе.
Источник