Астрономия Склонение

Склонение равно угловому расстоянию на небесной сфере от плоскости небесного экватора до светила, оно положительно для объектов в северном полушарии и отрицательно — в южном.

 

В экваториальной системе небесных координат одной из двух координат является склонение. Склонение светила — дуга круга склонений между ним и плоскостью экватора, 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°, причём эти значения достигаются, соответственно, на южном и на северном полюсах мира, а на небесном экваторе склонение равно нулю.

Склонение принято обозначать ${\displaystyle \delta }$  или dec (от англ. declination). В редких случаях его могут заменять полярным расстоянием ${\displaystyle p}$ , которое равно угловому расстоянию между светилом и северным полюсом мира, таким образом, ${\displaystyle p=90^{\circ }-\delta }$  и эта величина меняется от 0 до 180°.

В первой экваториальной системе координат дополнительно к склонению используется часовой угол светила ${\displaystyle t}$ , а во второй экваториальной — прямое восхождение ${\displaystyle \alpha }$ . Склонение, как и прямое восхождение не меняются из-за суточного вращения Земли, поэтому вторая экваториальная система используется наиболее широко.

Суточное движение светил

Склонение светила связано с высотами его верхней и нижней кульминации ${\displaystyle h_{\text{в}}}$  и ${\displaystyle h_{\text{н}}}$  посредством географической широты места наблюдения ${\displaystyle \varphi }$ , причём широты в южном полушарии считаются отрицательными. Формулы для ${\displaystyle h_{\text{в}}}$  примут разный вид в зависимости от соотношения между ${\displaystyle \varphi }$  и ${\displaystyle \delta }$ :

если ${\displaystyle \delta <\varphi }$ , то ${\displaystyle h_{\text{в}}=90^{\circ }-\varphi +\delta }$  и верхняя кульминация происходит к югу от зенита;
если ${\displaystyle \delta >\varphi }$ , то ${\displaystyle h_{\text{в}}=90^{\circ }+\varphi -\delta }$  и верхняя кульминация происходит к северу от зенита;
если ${\displaystyle \delta =\varphi }$ , то верхняя кульминация происходит точно в зените, на высоте ${\displaystyle h_{\text{в}}=90^{\circ }}$ .

Высота нижней кульминации определяется формулой ${\displaystyle h_{\text{н}}=\varphi +\delta -90^{\circ }}$ .

Если ${\displaystyle h_{\text{н}}>0}$ , то светило никогда не заходит под горизонт и называется незаходящим; если ${\displaystyle h_{\text{в}}<0}$ , то светило никогда не восходит из-за горизонта и называется невосходящим. Таким образом, если ${\displaystyle |\delta |<90^{\circ }-|\varphi |}$ , то в ходе суточного движения светило восходит и заходит. Для северного полушария, если ${\displaystyle \delta >90^{\circ }-\varphi }$ , то светило является незаходящим, если ${\displaystyle \delta <\varphi -90^{\circ }}$  — невосходящим.

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 ${\displaystyle \delta >0}$  восход и заход происходят на северо-востоке и северо-западе соответственно, а при ${\displaystyle \delta <0}$  — на юго-востоке и на юго-западе.

Со склонением светила и широтой места наблюдения можно также связать часовой угол ${\displaystyle t}$  и азимут точки ${\displaystyle A}$ , где происходит его восход и заход:

${\displaystyle \cos t=-\tan \delta \tan \varphi }$ 

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 ${\displaystyle \varphi -\delta =90^{\circ }}$  или ${\displaystyle \varphi +\delta =90^{\circ }}$ . В остальных случаях уравнение имеет два решения, ${\displaystyle t_{r}}$  и ${\displaystyle t_{s}}$ , причём ${\displaystyle 180^{\circ }$  и ${\displaystyle t_{r}}$  соответствует восходу, а ${\displaystyle 0^{\circ }$  и ${\displaystyle t_{s}}$  соответствует заходу. Азимут точек восхода и захода определяется из системы уравнений:

${\displaystyle \sin A=\cos \delta \sin t}$ 
${\displaystyle \cos A=-\sin \delta \cos \varphi +\cos \delta \sin \varphi \cos t}$ 

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 6^h. После этого оно начинает уменьшаться: в момент осеннего равноденствия склонение снова равняется нулю, а прямое восхождение — 12^h. В момент зимнего солнцестояния склонение достигает своего минимума — −23°26′ (прямое восхождение равно 18^h), 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 ночи.

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 года.