В звёздных лабиринтах: Ориентирование по небу

В географии долгота отсчитывается к востоку и к западу от Гринвичского меридиана от 0° до 180°. В первом случае долгота называется восточной, во втором — западной.

Первым способом определения долготы был способ наблюдения положений спутников Юпитера, разработанный Галилеем. Однако этот метод требовал телескопических наблюдений, затруднительных в условиях морского плавания, и не отличался большой точностью. Так, например, с его помощью Колумб определил долготу Кубы с ошибкой около 30°, что соответствует 1800 морским милям (одна морская миля равна 1852 м).

Другой метод, разработанный несколько позже, был основан на наблюдениях положений Луны относительно звёзд. Он применялся вплоть до середины XVIII в.

В 1765 г. англичанин Джим Гаррисон изобрёл пружинные часы — хронометр, точность хода которого мало зависела от колебаний температуры и давления. Кроме того, хронометр был снабжён специальным приспособлением, компенсирующим замедление хода, возникающее в результате постоянного ослабления, натяжения пружины в процессе её раскручивания.

С помощью хронометра, идущего по всемирному времени, определение долготы данной точки можно произвести путем сравнения местного времени на начальном меридиане и местного времени на меридиане точки наблюдения.

В самом деле, Земля за 24 часа совершает один полный оборот вокруг своей оси. Следовательно, за один час земной шар поворачивается на 15°. Иными словами, 15° долготы соответствуют разнице местного времени в 1 час, или 60 минут, а 1° долготы — в 4 минуты. Следовательно, для определения долготы необходимо измерить разность между местным временем в данный момент и временем в тот момент на начальном меридиане и перевести эту разность в градусы долготы.

Сравнение местного времени не обязательно проводить с временем начального меридиана, а можно воспользоваться знанием времени на любом другом меридиане земного шара, например, московском (московское время).

Что же такое местное время, чем оно измеряется и каким способом определяется? С древних времен основным эталоном для отсчёта времени служит вращение небесной сферы, которое, как мы знаем, является отражением собственного вращения Земли. Как нетрудно сообразить, один оборот небесной сферы соответствует промежутку времени между двумя последовательными верхними кульминациями одной и той же звезды.

Промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия γ на одном и том же географическом меридиане принято называть звёздными сутками. Звёздное время s — это время, протекшее от верхней кульминации точки γ до любого другого её положения, выраженное в долях звёздных суток. Но точка весеннего равноденствия на небе ничем не отмечена. Поэтому для удобства измерений на небесной сфере, связанных с исчислением времени, применяется другая экваториальная система координат, в которой координатами являются склонение и часовой угол t (рис. 14).

Как и прямое восхождение, часовой угол отсчитывается по дуге небесного экватора, но, в отличие от прямого восхождения, отсчёт ведется не от точки весеннего равноденствия, а от линии небесного меридиана и в противоположном направлении (т.е. в направлении собственного видимого вращения небесной сферы). Отсюда следует, что часовой угол t любого светила равен нулю в момент его верхней кульминации, а затем, по мере вращения небесной сферы, он постепенно увеличивается от 0 до 360°, или от 0 до 24 часов.

Рис. 14. Часовой угол.

Часовой угол точки весеннего равноденствия t_r, выраженный в часовой мере, — это и есть звёздное время, т.е.

s = rγ.

(7)

На практике звёздное время получают, измерив часовой угол какого-либо светила и сложив его с α этого светила:

s = α + t.

(8)

Если сумма получается больше 24 часов (в астрономии это обозначается так:24^h), то эти 24 часа отбрасывают. В момент верхней кульминации светила его часовой угол t = 0 и тогда

s = α,

(9)

а в момент нижней кульминации t = 12^h и

s = α + 12^h.

(10)

В южном полушарии s = α для нижней кульминации.

Однако практически мы живём не по звёздному, а по солнечному времени. Суточное перемещение Солнца по небесной сфере определяет смену дня и ночи. Если бы Солнце всегда находилось в одной и той же точке небесной сферы (т.е. прямое восхождение и склонение центра солнечного диска оставались бы постоянными), то промежуток времени между двумя последовательными кульминациями центра Солнца равнялся бы звёздным суткам.