Русская Википедия:Склонение (астрономия)
Склонение в астрономии (обозначается <math>\delta</math> или dec — от Шаблон:Lang-en) — координата объекта на небесной сфере, которая не меняется при суточном вращении Земли. Склонение равно угловому расстоянию на небесной сфере от плоскости небесного экватора до светила, оно положительно для объектов в северном полушарии и отрицательно — в южном.
Описание
В экваториальной системе небесных координат одной из двух координат является склонение. Склонение светила — дуга круга склонений между ним и плоскостью экватораШаблон:Sfn[1], или, проще говоря, угловое расстояние между светилом и небесным экватором. Склонение считается положительным, если светило находится в северном полушарии небесной сферы, и отрицательным — если в южном. Таким образом, склонение может находиться в диапазоне от −90° до +90°Шаблон:SfnШаблон:Sfn, причём эти значения достигаются, соответственно, на южном и на северном полюсах мира, а на небесном экваторе склонение равно нулю[2].
Склонение принято обозначать <math>\delta</math> или dec (от Шаблон:Lang-en)Шаблон:Sfn[3]. В редких случаях его могут заменять полярным расстоянием <math>p</math>, которое равно угловому расстоянию между светилом и северным полюсом мира, таким образом, <math>p = 90^\circ - \delta</math> и эта величина меняется от 0 до 180°Шаблон:Sfn.
В первой экваториальной системе координат дополнительно к склонению используется часовой угол светила <math>t</math>, а во второй экваториальной — прямое восхождение <math>\alpha</math>. Склонение, как и прямое восхождение не меняются из-за суточного вращения Земли, поэтому вторая экваториальная система используется наиболее широкоШаблон:Sfn.
Суточное движение светил
Склонение светила связано с высотами его верхней и нижней кульминации <math>h_\text{в}</math> и <math>h_\text{н}</math> посредством географической широты места наблюдения <math>\varphi</math>, причём широты в южном полушарии считаются отрицательными. Формулы для <math>h_\text{в}</math> примут разный вид в зависимости от соотношения между <math>\varphi</math> и <math>\delta</math>Шаблон:SfnШаблон:Sfn:
- если <math>\delta < \varphi</math>, то <math>h_\text{в} = 90^\circ - \varphi + \delta</math> и верхняя кульминация происходит к югу от зенита;
- если <math>\delta > \varphi</math>, то <math>h_\text{в} = 90^\circ + \varphi - \delta</math> и верхняя кульминация происходит к северу от зенита;
- если <math>\delta = \varphi</math>, то верхняя кульминация происходит точно в зените, на высоте <math>h_\text{в} = 90^\circ</math>.
Высота нижней кульминации определяется формулой <math>h_\text{н} = \varphi + \delta - 90^\circ</math>Шаблон:Sfn.
Если <math>h_\text{н} > 0</math>, то светило никогда не заходит под горизонт и называется незаходящим; если <math>h_\text{в} < 0</math>, то светило никогда не восходит из-за горизонта и называется невосходящим. Таким образом, если <math>|\delta| < 90^\circ - |\varphi|</math>, то в ходе суточного движения светило восходит и заходит. Для северного полушария, если <math>\delta > 90^\circ - \varphi</math>, то светило является незаходящим, если <math>\delta < \varphi - 90^\circ</math> — невосходящимШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Положения восхода и захода светил, если они возможны, также зависят от склонения. Светила с нулевым склонением восходят на востоке и заходят на западе, тогда как при <math>\delta > 0</math> восход и заход происходят на северо-востоке и северо-западе соответственно, а при <math>\delta < 0</math> — на юго-востоке и на юго-западеШаблон:Sfn.
Со склонением светила и широтой места наблюдения можно также связать часовой угол <math>t</math> и азимут точки <math>A</math>, где происходит его восход и заходШаблон:Sfn:
- <math>\cos t = -\tan \delta \tan \varphi</math>
Если данное уравнение не имеет решений, то светило является незаходящим или невосходящим; если решение только одно, то светило касается горизонта в верхней либо в нижней кульминации, что возможно при <math>\varphi - \delta = 90^\circ</math> или <math>\varphi + \delta = 90^\circ</math>. В остальных случаях уравнение имеет два решения, <math>t_r</math> и <math>t_s</math>, причём <math>180^\circ < t_r < 360^\circ</math> и <math>t_r</math> соответствует восходу, а <math>0^\circ < t_s < 180^\circ</math> и <math>t_s</math> соответствует заходу. Азимут точек восхода и захода определяется из системы уравненийШаблон:Sfn:
- <math>\sin A = \cos \delta \sin t</math>
- <math>\cos A = -\sin \delta \cos \varphi + \cos \delta \sin \varphi \cos t</math>
Склонение Солнца
Склонение и прямое восхождение Солнца меняются в течение года из-за вращения Земли вокруг Солнца. В момент весеннего равноденствия Солнце находится в точке весеннего равноденствия, и его склонение и прямое восхождение равны нулю. После этого склонение Солнца начинает увеличиваться и доходит до максимального значения — 23°26' — в момент летнего солнцестояния, и в этот момент его прямое восхождение равняется 6h. После этого оно начинает уменьшаться: в момент осеннего равноденствия склонение снова равняется нулю, а прямое восхождение — 12h. В момент зимнего солнцестояния склонение достигает своего минимума — −23°26′ (прямое восхождение равно 18h), после чего снова начинает расти и доходит до нуля в момент весеннего равноденствия. Таким образом, в разные сезоны световой день длится по-разному, а в приполярных областях бывают полярные дни и полярные ночиШаблон:Sfn.
Влияние прецессии
Шаблон:Основная статья Из-за прецессии оси Земли меняется положение полюсов мира и небесного экватора с периодом в 26000 лет, следовательно, даже у неподвижных объектов меняется склонение и прямое восхождение. Для точной записи координат необходимо учитывать момент времени, в который они были измерены, называемый эпохой. Координаты также можно пересчитать для другой эпохи, и в данный момент в основном используется эпоха J2000.0, которой соответствует момент полудня 1 января 2000 годаШаблон:Sfn.
Примечания
Литература
Шаблон:Выбор языка Шаблон:Сферическая астрономия Шаблон:Добротная статья
