Кульминация — Culmination
В наблюдательной астрономии , кульминация является моментом времени транзита в небесном объекте ( ВС , то Луна , планета , звезда , созвездие или объект глубокого неба ) через наблюдатель местного меридиан . Эти события также назывались меридиональными переходами , использовались для хронометража и навигации и точно измерялись с помощью транзитного телескопа .
В течение каждого дня кажется , что каждый небесный объект движется по круговой траектории на небесной сфере из- за вращения Земли, создающего два момента, когда она пересекает меридиан. За исключением географических полюсов , любой небесный объект, проходящий через меридиан, имеет верхнюю кульминацию , когда он достигает своей наивысшей точки над горизонтом, и почти через двенадцать часов за ней следует нижняя кульминация , когда он достигает своей самой низкой точки. Время кульминации (когда объект достигает кульминации) часто используется для обозначения высшей кульминации.
Высота объекта ( A ) в градусах в его верхней кульминации равна 90 минус широта наблюдателя ( L ) плюс склонение объекта ( δ ): A = 90 ° — L + δ .
СОДЕРЖАНИЕ
Случаи
- Объект находится над горизонтом даже в его нижней кульминации; т.е. если | δ + L | > 90 ° (т. Е. Если по абсолютной величине склонение больше ширины широты в соответствующем полушарии)
- Объект находится за горизонтом даже в его верхней кульминации; т.е. если | δ — L | > 90 ° (т. Е. Если по абсолютной величине склонение больше широты в противоположном полушарии)
- Верхняя кульминация находится выше, а нижняя ниже горизонта, так что тело ежедневно поднимается и садится; в остальных случаях (т.е. если по абсолютной величине склонение меньше ширины )
Третий случай применяется к объектам в части полного неба, равной косинусу широты (на экваторе он применяется ко всем объектам, потому что небо поворачивается вокруг горизонтальной линии север-юг; на полюсах он применяется ни к чему, потому что небо вращается вокруг вертикальной линии). Первый и второй случай применяются к половине оставшегося неба.
Период времени
Период между одной верхней кульминацией и следующей составляет около 24 часов, а период между верхней и нижней кульминацией — почти 12 часов. Орбитальное движение , вращение Земли и собственное движение Земли влияют на период между последовательными верхними кульминациями. Из — за собственные и несобственные движения Солнца, один солнечный день (интервал между как кульминации Солнца) немного больше , чем один сидерический день (интервал между как кульминации любой опорной звезды ). Средняя разница составляет 1 / 365,24219 , так как Земля занимает 365.24219 дней , чтобы завершить одну орбиту вокруг Солнца
Солнце
Из тропиках и средних широтах , то ВС видна на небе в его верхней кульминации (в солнечный полдень ) и невидимый (ниже горизонта) в своей нижней кульминации (на солнечной полуночи ). Если смотреть из региона в пределах любого полярного круга в период зимнего солнцестояния в этом полушарии ( декабрьское солнцестояние в Арктике и июньское солнцестояние в Антарктике ), Солнце находится ниже горизонта в обеих своих кульминациях.
Предположим, что склонение Солнца составляет + 20 °, когда оно пересекает местный меридиан, тогда дополнительный угол в 70 ° (от Солнца к полюсу) добавляется и вычитается из широты наблюдателя, чтобы найти солнечные высоты в верхней и нижние кульминации соответственно.
- С 52 ° северной широты верхняя кульминация находится на 58 ° над горизонтом на юге, а нижняя — на 18 ° ниже горизонта на севере. Он рассчитывается как 52 ° + 70 ° = 122 ° ( дополнительный угол 58 °) для верхнего и 52 ° — 70 ° = -18 ° для нижнего.
- С 80 ° северной широты верхняя кульминация находится на 30 ° над горизонтом на юге, а нижняя — на 10 ° над горизонтом ( полуночное солнце ) на севере.
Циркумполярные звезды
Из большей части Северного полушария , Polaris (Северная звезда) и других звезд созвездия Малой Медведицы кругов против часовой стрелки вокруг северного полюса и остаются видимыми на оба кульминациях ( до тех пор , как ясное небо и темный достаточно). В Южном полушарии нет яркой полярной звезды, но созвездие Octans вращается по часовой стрелке вокруг южного небесного полюса и остается видимым в обоих кульминациях.
Любые астрономические объекты, которые всегда остаются над местным горизонтом, если смотреть с широты наблюдателя, описываются как приполярные .
Источник
Особенности измерения меридиональных высот Солнца
Когда Солнце находится на меридиане наблюдателя в момент верхней кульминации, то в этот момент наблюдается его самая большая высота и по данной высоте имеется способ определения широты наблюдателя. Однако в момент нахождения Солнца на меридиане наблюдателя его высота изменяется крайне медленно, поэтому измерение меридиональной высоты может производиться одним из рассмотренных ниже способов. Практически пользуются третьим способом, однако мы приведём все три способа.
Необходимо отметить, что для успешного взятия меридиональных высот Солнца необходимо предварительно вычислить судовое время верхней кульминации Солнца на меридиане наблюдателя и заранее подготовить к наблюдениям секстан, определив поправку индекса по Солнцу.
Первый способ. Неприменяемый.
За 5 (пять) минут до предвычисленного момента кульминации Солнца начинают производить совмещение дважды отраженного изображения нижнего края Солнца с линией видимого горизонта. Взяв высоту Солнца замечают момент по часам и снимают отсчёт с лимба и с отсчётного барабана. Записав взятую высоту и момент времени продолжают брать высоты Солнца и записывать моменты времени до тех пор, пока высота Солнца не начнёт уменьшаться. Следует заметить, что данным способом на практике не пользуются.
Второй способ. Неприменяемый.
За 5 (пять) минут до предвычисленного момента кульминации Солнца совмещают дважды отраженное изображение нижнего края Солнца с линией видимого горизонта и удерживают в таком положении до тех пор, пока не надо будет для совмещения нижнего края Солнца вращать отсчётный барабан в обратную сторону. Следует заметить, что данным способом на практике не пользуются.
Третий способ. Практически применяемый.
За 2 (две) минуты до предвычисленного момента верхней кульминации Солнца последовательно взять две высоты Солнца и заметить соответствующие им моменты времени. В момент кульминации Солнца последовательно взять две высоты Солнца и заметить соответствующие им моменты времени, а затем последовательно взять ещё две высоты Солнца и заметить соответствующие им моменты времени. Получится что мы возьмём 6 (шесть) высот Солнца. Рассчитываем среднее арифметическое шести высот и шести моментов времени. Рассчитанная высота и будет меридиональной высотой Солнца . Данный способ применяется на практике для взятия высот Солнца в момент верхней кульминации на меридиане наблюдателя.
При взятии меридиональных высот Солнца необходимо иметь в виду, что в следствие изменения склонения Солнца, которое как мы знаем изменяется непрерывно, и перемещения наблюдателя вместе с движущимся судном, наблюдатель измеряет наибольшую высоту, которая может несколько отличаться от меридиональной и по величине, и по времени. Разница достигает заметной величины если широта места наблюдателя и склонение Солнца разноимённы, при большой скорости судна и курсах, близких к главным румбам норд (N) и зюйд (S).
Высоты Солнца, измеренные незадолго до момента верхней кульминации и сразу после кульминации, то есть по обе стороны полуденной части меридиана наблюдателя называют близмеридиональными высотами Солнца и среднюю арифметическую из них, как мы уже упомянули выше, используют для вычисления широты места наблюдателя.
В полне очевидно, что для более точного взятия высот Солнца в момент его верхней кульминации на меридиане наблюдателя необходимо научиться точно вычислять судовое время момента верхней кульминации Солнца при помощи Морского Астрономического Ежегодника (МАЕ).
Источник
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