Каждый из нас хоть раз в жизни оказывался (а, может, даже находился большую её часть) вне городской засветки. И тогда, стоит лишь один раз случайно кинуть взгляд вверх, как отвести его невозможно. Его приковывает звёздное небо. И тогда в наших головах, вероятно, вспоминаются лирические сцены, как древние люди смотрели на то же самое небо, находили в нём что-нибудь особенное и воспринимали его своим религиозно-мистическим сознанием по-своему. Но если отбросить в сторону художественные вступления к учебнику астрономии, то остаётся логичным, что у древних людей, особенно тех, кто не был занят ручным трудом, было достаточно времени чтобы обратить внимание на периодичность движения звёзд, Солнца, «блуждающих звёзд» (планет), а также привязать земные явления (например разливы Нила) к небесным и обратить внимание на изменения неба при перемещении по Земле. Последнее особенно интересно, так как из этого растут ноги всей навигации.
Для точного определения положения небесных тел и определения законов их движения к началу н. э. были выработаны основные принципы наблюдательной сферической астрономии. В ней небо представляется в виде сплошной сферы, на которую нанесены звёзды и прочий межгалактический мусор планеты. Относительно наблюдателя на Земле небесная сфера будет вращаться вокруг земной оси. Для того, чтобы наблюдатель не искал интересующие его объекты на небе заново каждый раз, то для них всех было определено и зафиксировано направление взгляда при помощи угловых координат. Самой распространённой системой небесных координат является экваториальная. Её можно представить как проекцию на небесную сферу экватора и полюсов Земли (рис. 1).
Условной «небесной широтой» является склонение δ (Dec на картинке) не скажу, кто кого куда склоняет - угол между направлением взгляда и небесным экватором. А долготу на небесной сфере заменяет прямое восхождение α (RA на картинке), угол, отсчитывающийся по экватору от точки весеннего равноденствия. В ней находится Солнце в день, как бы то странно не звучало, весеннего равноденствия. Экваториальная система координат легко привязывается к положению наблюдателя в любой точке Земли и рассматривается безотрывно от линии горизонта в данном месте (рис. 2). Для каждой видимой невооружённым глазом звезды координаты определены при помощи наблюдений и считаются неизменными. С Солнцем другая история – из-за обращения вокруг него Земли оно изменяет своё положение на небе. Но закон изменения координат Солнца в течение года найден как из наблюдений, так и аналитическим способом в зависимости от дня.
В силу малости радиуса Земли по отношению к межзвёздным расстояниям можно считать, что направление на северный полюс мира OP параллельно земной оси P_N P_S (рис. 3), тогда из простого геометрического построения получается, что направление на северный полюс мира показывает направление на земной север, а угол PON (угловая высота северного полюса мира) равен широте наблюдателя. Нам повезло, что существует яркая звезда, находящаяся меньше чем в 1° от северного полюса мира – Полярная (рис. 4). Её высоту над горизонтом можно принимать равной широте. Отсюда следует, что на Северном полюсе Полярная звезда будет в зените, при движении на юг она будет приближаться к горизонту, а в Южном полушарии перестанет быть видна. В окрестностях южного полюса мира ярких звёзд нет, но направление на юг можно определить при помощи созвездия Южный крест (рис. 5).
Далее стоит ввести понятие местного солнечного времени. Это угол, на который повернулась небесная сфера, если отсчитывать его от момента, когда Солнце занимало положение минимальной высоты (было в нижней кульминации, обратите внимание на рис. 2). Угол переводится из градусов в часы из расчёта 360° = 24 ч. Полдень – 12 ч - считается в положении максимальной высоты Солнца (верхней кульминации).
Если же наблюдатель будет двигаться вдоль земной параллели, то для него небесная сфера будет поворачиваться вокруг своей оси. А поскольку отсчёт астрономического времени привязан к положению Солнца на небе, то разница времени на начальном меридиане (например на Гринвичском) и времени в данном месте равна разнице долгот!
Если же вдруг на дворе ночь, но время всё равно надо определить, то для этого было введено звёздное время – угол, на который повернулась точка весеннего равноденствия (вспомните рис. 1) после своей верхней кульминации. Оно определяется для звёзд, находящихся в кульминации и просто переводится в солнечное (рис. 6).
Таким образом, определить своё местоположение можно, вооружившись лишь угломерным инструментом, часами и астрономическим каталогом. А определить направление на север или юг можно элементарно невооружённым глазом. Ну а про то, как можно расширить указанные выше методы, будет следующая часть.
Автор: Аким Халиуллин.