Неб е сние координ а ти, числа, за допомогою яких визначають положення світил і допоміжних точок на небесній сфері . В астрономії вживають різні системи Н. к. Кожна з них по суті являє собою систему полярних координат на сфері з відповідним чином вибраним полюсом. Систему Н. к. Задають великим колом небесної сфери (або його полюсом, віддаленим на 90 ° від будь-якої точки цього кола) із зазначенням на ньому початкової точки відліку однієї з координат. Залежно від вибору цього круга системи Н. к. Називалася горизонтальною, екваторіальній, екліптичною і галактичної. Н. к. Вживалися вже в далекій давнині. Опис деяких систем міститься в працях давньогрецького геометра Евкліда (близько 300 до н. Е.). Опублікований в «Альмагест» Птолемея зоряний каталог Гиппарха містить положення тисяча двадцять дві зірок в екліптичною системі Н. до.

У горизонтальній системі основним кругом служить математичний, або істинний, горизонт NESW (рис. 1), полюсом - зеніт Z місця спостереження. Для визначення положення світила s проводять через нього і Z великий круг, називається колом висоти, або вертікалом, даного світила. Дуга Z s вертикала від зеніту до світила називається його зенітним відстанню z і є першою координатою; z може мати будь-яке значення від 0 ° (для зеніту Z) до 180 ° (для надира Z '). Замість z користуються також заввишки світила h, що дорівнює дузі кола висоти від горизонту до світила. Висота відраховується в обидві сторони від горизонту від 0 ° до 90 ° і вважається позитивною, якщо світило знаходиться над горизонтом, і негативною - якщо світило під горизонтом. За такої умови завжди справедливе співвідношення z + h = 90 °. Друга координата - азимут А - є дуга горизонту, яка відлічується від точки півночі N у напрямку на схід до вертикалі даного світила (в астрометрії азимут часто відлічують від точки півдня S на захід). Ця дуга NESM вимірює сферичний кут при Z між небесним меридіаном і вертікалом світила, рівний Двогранний кутку між їх площинами. Азимут може мати будь-яке значення від 0 ° до 360 °. Суттєвою особливістю горизонтальної системи є її залежність від місця спостереження, тому що зеніт і математичний горизонт визначаються напрямом прямовисної лінії, різним у різних точках земної поверхні. Внаслідок цього координати навіть досить вилученого світила, спостережуваного одночасно з різних місць земної поверхні, різні. У процесі руху по добовій паралелі кожне світило двічі перетинає меридіан; проходження його через меридіан називаються кульмінаціями. У верхній кульмінації z буває найменшим, в нижній - найбільшим. У цих межах z змінюється протягом доби. Для світил, що мають верхню кульмінацію на південь від Z, азимут А протягом доби змінюється від 0 ° до 360 °. У світил же, кульмінують між полюсом світу Р і Z, азимут змінюється в деяких межах, визначених широтою місця спостереження і кутовою відстанню світила від полюса світу.

У першій екваторіальній системі основним кругом служить небесний екватор Q ¡Q '(рис. 2), полюсом - полюс світу Р, видимий з даного місця. Для визначення положення світила s проводять через нього і Р великий круг, званий вартовим довкруги, або довкола відмін. Дуга цього круга від екватора до світила є перша координата - відміна світила d. Схиляння відраховується від екватора в обидві сторони від 0 ° до 90 °, причому для світил Південному півкулі d приймається негативним. Іноді замість відміни береться полярна відстань р, рівне дузі Р s круга відмін від Північного полюса до світила, яка може мати будь-яке значення від 0 ° до 180 °, так що завжди справедливе співвідношення: р + d = 90 °. Друга координата - годинний кут t - є дуга екватора QM, яка відлічується від розташованої над горизонтом точки Q перетину його з небесним меридіаном в напрямку обертання небесної сфери до годинного кола даного світила. Ця дуга відповідає сферичному кутку при Р між направленою до точки півдня дугою меридіана і вартовим довкруги світила. Часовий кут нерухомого світила змінюється протягом доби від 0 ° до 360 °, тоді як відміна залишається постійним. Так як зміна часового кута пропорційно часу, то він служить мірою часу (див. час ), Звідки й походить його назва. Часовий кут майже завжди виражають в годинах, хвилинах і секундах часу так, що 24г відповідають 360 °, 1ч відповідає 15 ° і т.д. Обидві описані системи - горизонтальна і перша екваторіальна - звані місцевими, так як координати в них залежать від місця спостереження.

Друга екваторіальна система відрізняється від вищеописаної лише другий координатою. Замість годинного кута в ній уживається пряме сходження світила a - дуга ¡М небесного екватора, яка відлічується від точки весняного рівнодення ¡в напрямку, протилежному обертанню небесної сфери, до кола відмін даного світила (рис. 2). Вона вимірює сферичний кут при Р між кругами відмін, що проходять через точку ¡і дане світило. Зазвичай її виражається в годинах, хвилинах і секундах часу і може мати будь-яке значення від 0 год до 24 год. Так як точка ¡бере участь в обертанні небесної сфери, то обидві координати досить видаленого і нерухомого світила в цій системі не залежать від місця спостереження.

У екліптичною системі основним кругом служить екліптика Е ¡E '(рис. 3), полюсом - полюс екліптики П. Для визначення положення світила s проводять через нього і точку П великий круг, званий довкола широти даного світила. Його дуга від екліптики до світила називається екліптичною, небесної або астрономічної, широтою b, є першою координатою. Відраховується b від екліптики в напрямі до її Північного і Південного полюсів; в останньому випадку її вважають негативною. Друга координата - екліптична, небесна або астрономічна, довгота l - дуга ¡М екліптики від точки ¡до круга широти даного світила, відраховується в напрямку річного руху Сонця. Вона може мати будь-яке значення від 0 ° до 360 °. Координати b і l точок, пов'язаних з небесною сферою, не міняються протягом доби і не залежать від місця спостережень.

У галактичної системі основним кругом служить галактичний екватор BDB '(рис. 4), т. Е. Велике коло небесної сфери, паралельний площині симетрії видимого із Землі Чумацького Шляху, полюсом - полюс Г цього круга. Положення галактичного екватора на небесній сфері можна визначити лише приблизно. Зазвичай воно задається екваторіальними координатами його Північного полюса, прийнятими a = 12год 49м і d = + 27,4 ° (для епохи 1950,0). Для визначення положення світила (проводять через нього і точку Г великий круг, званий довкола галактичної широти. Дуга цього круга від галактичного екватора до світила, званого галактичної широтою b, є першою координатою. Галактична широта може мати будь-яке значення від + 90 ° до -90 °; при цьому знак мінус відповідає галактичним широт світил тієї півкулі, в якому знаходиться Південний полюс світу. Друга координата - галактична довгота l - є дуга DM галактичного екватора, яка відлічується від точки D перетину е про небесним екватором до кола галактичної широти світила; галактична довгота l відлічується в напрямку зростаючих прямих сходжень і може мати будь-яке значення від 0 ° до 360 °. Пряме сходження точки D одно 18ч 49м. Зі спостережень за допомогою відповідних інструментів визначають координати перших трьох систем. екліптичні і галактичні координати виходять шляхом обчислень з екваторіальних.

Для порівняння Н. к. Світил, які спостерігаються в різних точках Землі або в різні пори року - з різних точок орбіти Землі, ці координати, враховуючи паралакс , Призводять або до центру Землі, або до центру Сонця. внаслідок прецесії і нутації повільно змінюється орієнтація в просторі площин небесного екватора і екліптики, що визначають основні кола в ряді систем Н. к., переміщаються початкові точки відліку координат. В результаті цього значення Н. к. Також повільно змінюються. Тому для визначення точного місця світив на небесній сфері вказують момент часу ( «епоху»), для якого визначено положення небесного екватора і екліптики. На положення світил в обраній системі Н. до. Впливають аберація світла , Що є наслідком руху Землі по орбіті (річна аберація), і руху спостерігача через обертання Землі (добова аберація), а також рефракція світла в атмосфері. Н. к. Світил змінюються також і внаслідок їх власних рухів.

Спостереження змін Н. до. Привели до найбільших відкриттів в астрономії, які мають величезне значення для пізнання Всесвіту. До них відносяться явища прецесії, нутації, аберації, паралакса, власних рухів зірок і ін. Н. к. Дозволяють вирішувати задачу вимірювання часу, визначати географічні координати різних місць земної поверхні. Широке застосування знаходять Н. к. При складанні різних зоряних каталогів, при вивченні дійсних рухів небесних тіл - як природних, так і штучних - в небесній механіці і астродинаміці і при вивченні просторового розподілу зірок в проблемах зоряної астрономії.

Літ .: Блажко С. Н., Курс сферичної астрономії, М. - Л., 1948; Казаков С. А., Курс сферичної астрономії, 2 изд .. М. - Л., 1940.

В. П. Щеглов.

Мал. 3. Екліптична система небесних координат.

Мал. 2. Перша і друга екваторіальні системи небесних координат.

Мал. 4. Галактична система небесних координат.

Мал. 1. Горизонтальна система небесних координат.