Определение
Астрономические сумерки
Zн+zв; ю.з)/2.
Zв; c.з = δ - φ.
Переход от первой экваториальной
Формулы перехода от первой экваториальной системы координат к горизонтальной системе координат выводятся при рассмотрении того же сферического треугольника, применяя к нему те же формулы сферической тригонометрии, что и при обратном переходе[2]:37. Они имеют следующий вид[5]:17:
Кульминация (астрономия) — момент прохождения светила через небесный меридиан в процессе его суточного движения. Иначе: моменты прохождения светилом точек пересечения суточной параллели светила и небесного меридиана.
Различают верхнюю и нижнюю кульминации. В момент верхней кульминации светило поднимается на максимальную высоту над горизонтом. В момент нижней кульминации светило опускается на минимальную высоту, в некоторых случаях может оказаться под горизонтом.
Также, различают верхнюю кульминацию к северу и к югу от зенита. Если светило кульминирует к югу от зенита, то, в момент кульминации, его астрономический азимутравен 0°, а если светило кульминирует к северу от зенита, то его азимут в момент кульминации равен 180°.
Зная склонение светила δ и широту места наблюдения φ, можно вычислить зенитные расстояния этого светила в моменты кульминаций:
zн = 180º - (φ + δ);
zв; ю.з = φ - δ;
Похожим способом, наблюдая какую-либо звезду в верхней и нижней кульминации, можно определить её склонение и широту места наблюдения. Если верхняя кульминация звезды происходит к югу от зенита, то
δ = 90° - (zн+zв; ю.з)/2;
φ = 90° - (zн-zв; ю.з)/2;
а если к северу от зенита, то
δ = 90° - (zн-zв; ю.з)/2;
Астрономические сумерки — время, когда Солнце находится от 12 до 18° ниже горизонта. Большинство случайных наблюдателей отмечают, что все небо уже полностью тёмное даже в самом начале астрономических сумерек вечером или конца утром, и астрономы могут легко проводить наблюдения за небесными светилами, такими, как звёзды, но слабо рассеивающие объекты, такие, как туманности и галактики могут быть хорошо видны в период между астрономическими сумерками — астрономической ночью. Однако для обычного наблюдателя астрономические сумерки неотличимы от ночи.
Из наблюдений известно, что вечерняя заря прекращается, когда Солнце опустится под горизонт на 18°, при этом на небе уже видны самые слабые звёзды, а в начале астрономических сумерек утром звезды пропадут. Однако, благодаря «световому загрязнению» в некоторых местностях — главным образом в больших городах — никогда не будут видны даже звёзды 4-й величины, практически независимо от сумерек. Поэтому за начало или конец астрономической зари принимается тот момент, когда зенитное расстояние Солнца равно 108°. В приполярных широтах летом заря бывает всю ночь, в течение того времени, когда склонение Солнца больше (90°-φ)-18°, где φ — широта места.
Продолжительность t и то склонение Солнца δ, когда сумерки будут кратчайшие, вычисляются по формулам[2]:
· sin t/2 = sin 9° × sec φ
· sin δ = -tg 9° × sin φ.
Звё́здное вре́мя, s — часовой угол точки весеннего равноденствия. Звёздное время используется астрономами, чтобы определить, куда надо направить телескоп, чтобы увидеть нужный объект.
В зависимости от места различают:
Ме́стное звёздное вре́мя (англ. Local Sidereal Time, LST) — часовой угол точки весеннего равноденствиядля данного места (для местного меридиана).
Гри́нвичское звёздное вре́мя или звёздное вре́мя по Гри́нвичу (англ. Greenwich Sidereal Time, GST) —часовой угол точки весеннего равноденствия на гринвичском меридиане.
Следует отметить, что звёздное время зависит от вращения Земли, и, следовательно, шкала звездного времени является неравномерной.
При определении точки весеннего равноденствия можно по разному учитывать или не учитывать нутацию. Поэтому в зависимости этого различают: истинное, квазиистинное и среднее звёздное время. В первом случае рассматривается истинная точки весеннего равноденствия ♈ист, обладающая прецессионным и нутационным движением. Она смещается в плоскости эклиптики со скоростью 50,25" в год вследствие общей прецессии по долготе и одновременно периодически колеблется из-за нутации. Во втором случае —квазиистинное звездное время, из нутации исключена ее короткопериодическая часть, наконец, исключение всей нутации дает точку весеннего равноденствия ♈сред, определяющую среднее звездное время.
Таким образом получают:
Местное истинное звёздное время (англ. Local Apparent Sidereal Time, LAST) — часовой угол истинной точки весеннего равноденствия ♈ист для данного места (для местного меридиана).
Гринвичское истинное звёздное время или звё́здное и́стинное вре́мя по Гри́нвичу (англ. Greenwich Apparent Sidereal Time, GAST) — часовой угол истинной точки весеннего равноденствия ♈ист на гринвичском меридиане.
Местное среднее звёздное время (англ. Local Mean Sidereal Time, LMST) — часовой угол средней точки весеннего равноденствия ♈сред.
Гринвичское среднее звёздное время или звёздное среднее время по Гринвичу (англ. Greenwich Mean Sidereal Time, GMST) — часовой угол средней точки весеннего равноденствия ♈сред на гринвичском меридиане.