Г л а в а VI
ДОЛГОТА
ПОЛНОЙ ЛУНЫ
1. Параллакс
Параллакс - это угол между направлениями, по которым объект виден из двух разных точек. В астрономии почти всегда одна точка - центр Земли, а вторая - точка на поверхности Земли, в которой проводятся астрономические наблюдения [1]). Если расстояние до наблюдаемого объекта велико по сравнению с размерами Земли, то параллакс будет, очевидно, маленьким. Поэтому при наблюдениях невооруженным глазом параллаксами Солнца, планет и звезд можно пренебречь. Но Луна достаточно близка к Земле, и в теории Луны мы должны с самого начала учитывать ее параллакс [2]).
В общих чертах явление параллакса проиллюстрировано на рис. VI.1. Пусть задана система координат XYZ. Ось X - направление на весеннее равноденствие из центра Земли. Оси Y и Z определим позже. Точка Т - это положение наблюдателя на поверхности Земли. Расстояние СТ берем равным единице. Положение наблюдателя Т определяется с помощью двух угловых координат. Для нахождения этих координат проведем плоскость через точку Т (положение наблюдателя) и ось Z. Данная плоскость проходит через прямую ZC, точку Т и точку, обозначенную на рисунке как Т'. Одна координата - это угол ТСТ', другая -угол Т'СХ.
Для точки Р мы можем ввести углы, аналогичные углам ТСТ' и Т'СХ. На рис. VI.1 это были бы углы РСР' и Р'СХ. Если точка Z - Северный полюс, а плоскость XY - экваториальная плоскость, то угол РСР' называется склонением, угол Р'СХ - прямым восхождением. Склонение аналогично широте, а прямое восхождение-долготе. Если плоскость XY - плоскость эклиптики, то угол РСР' называется эклиптической широтой, а угол Р'СХ - эклиптической долготой [3]). Мы можем рассмотреть систему координат с осями, параллельными X, Y, Z, но с началом в точке Т. Координаты в такой системе называются топоцентрическими, а в системе координат с началом в точке С- геоцентрическими. При выводе или табулировании эфемерид небесного тела желательно, чтобы эфемериды не зависели от точки на поверхности Земли. Поэтому предпочтительнее давать эфемериды в геоцентрических, а не в топоцентрических координатах. Но из наблюдений мы получаем именно топоцентрические координаты, и мы должны уметь от этих координат переходить к геоцентрическим.
В большинстве случаев оба геоцентрических
угла отличаются от соответствующих топоцентрических углов. Поэтому у нас может
быть параллакс по склонению, прямому восхождению, эклиптической широте и
эклиптической долготе. Другими словами, говоря о параллаксе, необходимо точно
определять, к какой координате он относится.
Рис VI.1. Астрономический параллакс Точка С - центр Земли, точка Т - положение
наблюдателя на поверхности Земли Плоскость, проходящая через точку Т и ось CZ, пересекает плоскость XY по прямой СТ'. Угловое положение точки Т
определяется координатными углами ХСТ' и ТСТ Угловое положение внешней точки Р
определяется нахождением точки Р' и заданием координатных углов ХСР' и РСР'
(точки Р' на рисунке нет). Предположим, мы ввели другую систему координат с
началом в точке Т и определили положение точки Р в новой системе координат аналогичными
построениями Если только Т не находится на прямой СР, то координатные углы с
вершиной в точке Т отличаются от углов с вершиной в точке С. Это и есть явление
параллакса.
Через точки С, Т и Р всегда можно провести плоскость, и в некоторых случаях нас интересует параллакс только в этой плоскости. Ясно, что по перпендикулярному к этой плоскости направлению параллакса нет. Такая ситуация показана на рис. VI.2. На этом рисунке плоскость X'Y' - это плоскость, проходящая через точки С, Т и Р. В этой плоскости у нас только одна угловая координата. Угол PCX' - геоцентрический координатный угол λ точки Р. Угол λТ- соответствующий топоцентрический координатный угол точки Р. И наконец, координатный угол λ0(угол ТСХ') определяет положение точки Т относительно точки С. Расстояние СР обозначаем R, радиус СТ равен 1.
На плоскости параллакс можно описать достаточно простыми соотношениями. У точек Т и Р прямоугольные геоцентрические координаты (Х'Т, Y'T) и (X'Р, Y'Р) такие:
Х'Т =cos
λ0, Y'T = sin
λ0; X'P = R cos λ, Y'P = R sin λ.
Следовательно, если смотреть из точки Т, то одна координата точки Р равна R cos λ-cos λ0, вторая равна R sin λ-sin λ0. Угол λТ можно найти из уравнения
tg λТ =(R sin λТ-sin λ0)/(R cos λ - cos λ0).
Мы должны найти разность между углами λТ и λ. Используя тригонометрическое выражение tg(A-B) через tg А и tg В, легко получаем
tg(λТ - λ) = sin(λТ- λ0)/[R-cos(λТ- λ0)]. (VI.1)
Уравнение (VI.1) я написал, чтобы явно указать зависимость параллакса λТ - λТ от R и от разности направлений λ- λ0 (разность геоцентрических направлений наблюдаемой точки Р и положения наблюдателя Т). Аналогичное уравнение мы можем получить и в общем случае (рис. VI. 1). Правда, здесь вывод значительно более трудоемкий. Общий случай мы не используем, и результаты я не привожу [4]).
Хотелось бы знать, какое максимальное значение может принимать параллакс. Максимум будет в том случае, если прямые СТ и ТР (рис. VI.2) перпендикулярны, т. е. если прямая от объекта до Земли является касательной к Земле. А значит, в случае максимального параллакса прямая ТР - горизонтальная линия. Поэтому и максимальное значение часто называется горизонтальным параллаксом. Максимальное значение параллакса будем обозначать символом П. Нетрудно получить соотношение
sin П=l/R.
(VI.2)
Если расстояние R большое, то синус и сам угол (измеренный в радианах) равны, т. е. для больших R
П=1/R. (VI.3)
Рис. VI.2.
Частный случай параллакса (на плоскости) Рисунок
лежит в плоскости, проходящей
через точки С, Р и Т рисунка VI.1,
X' и Y'
- координатные оси на
этой плоскости. Угол λ- это
координатный угол точки Р
относительно точки С, а угол λТ - относительно точки Т. Угол λ0 - координатный
угол наблюдателя Т относительно точки
С В
данном частном случае
параллакс равен разности λТ - λ. Эта разность равна углу СРТ, т. е. параллакс точки Р равен угловому расстоянию между точками С
и Т, если смотреть из внешней точки Р.
Итак, нахождение горизонтального параллакса П эквивалентно нахождению расстояния R.
Если R около 60 (как, например, для Луны), то уравнение (VI.3) не достаточно точно, и мы должны использовать уравнение (VI.2). Для очень точных телескопических наблюдений уравнение (VI.3) не подходит, в остальных же случаях (для Солнца и планет) мы можем им пользоваться.
В разделе IV.7 я
мельком уже упоминал о параллаксе звезд. Количественные выражения параллаксов
звезд нам не потребуются, однако желательно сказать еще несколько слов, чтобы
исключить неверное понимание. В уравнении (VI.3) единица в числителе - это радиус Земли,
т. е. расстояние от наблюдателя до центра Земли. Если рассматривать звезды, то
это расстояние ничтожно мало по сравнению с расстоянием до звезды. Пусть на
рис. VI.2 точка С - это
Солнце, Т - Земля, а круг с центром в точке С - орбита Земли. По мере движения
Т по своей орбите в течении года можно наблюдать параллакс звезд) [5]).
Максимальный параллакс данной звезды задается уравнением (VI.3), но здесь единица в числителе - это
средний радиус орбиты Земли, а эта величина примерно в 23 000 раз больше
радиуса земного шара. Но даже в этом случае наибольший известный нам параллакс
звезды меньше 1". Значит, расстояние до ближайшей звезды более чем в 200
000 раз превосходит радиус орбиты Земли.
[1] Автор дает определение суточного параллакса; для звезд в астрономии используется годичный параллакс, т. е. угол, под которым виден со звезды радиус орбиты Земли. (Примеч. ред.)
[2] На принципе параллакса основано действие дальномера. По существу, дальномер измеряет величину параллакса для двух точек, взаимное расположение которых известно, и определяет расстояние по полученному значению параллакса. Аналогичным образом используют параллакс для нахождения расстояний и астрономы.
[3] В случаях, когда нет опасения спутать эклиптические широту и долготу с широтой и долготой точки на поверхности Земли, прилагательное «эклиптическая» я буду опускать.
[4] Эти результаты можно найти в разделе 2F Вспомогательного приложения [1961] (См. также «Справочное руководство по небесной механике и астродинамике».- М.: Наука, 1976, ч. I, глава 2.- Примеч. ред.)
[5] См примечание редактора к с. 111.