Склонение (астрономия)

Экваториальные и эклиптические координаты небесных тел. Склонение обозначено $\delta$

Склонение в астрономии (обозначается $\delta$ или dec — от англ. declination) — 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

Карта звёздного неба, на которой вдоль горизонтальных прямых склонение постоянно

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

В первой экваториальной системе координат дополнительно к склонению используется часовой угол светила $t$, а во второй экваториальной — прямое восхождение $\alpha$. 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 $h_{\text{в}}$ и $h_{\text{н}}$ посредством географической широты места наблюдения $\varphi$, причём широты в южном полушарии считаются отрицательными. Формулы для $h_{\text{в}}$ примут разный вид в зависимости от соотношения между $\varphi$ и $\delta$:

если $\delta <\varphi$, то $h_{\text{в}}=90^{\circ }-\varphi +\delta$ и верхняя кульминация происходит к югу от зенита;

если $\delta >\varphi$, то $h_{\text{в}}=90^{\circ }+\varphi -\delta$ и верхняя кульминация происходит к северу от зенита;

если $\delta =\varphi$, то верхняя кульминация происходит точно в зените, на высоте $h_{\text{в}}=90^{\circ }$.

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

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

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

$\cos t=-\tan \delta \tan \varphi$

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 $\varphi -\delta =90^{\circ }$ или $\varphi +\delta =90^{\circ }$. В остальных случаях уравнение имеет два решения, $t_{r}$ и $t_{s}$, причём $180^{\circ }<t_{r}<360^{\circ }$ и $t_{r}$ соответствует восходу, а $0^{\circ }<t_{s}<180^{\circ }$ и $t_{s}$ соответствует заходу. Азимут точек восхода и захода определяется из системы уравнений:

$\sin A=\cos \delta \sin t$

$\cos A=-\sin \delta \cos \varphi +\cos \delta \sin \varphi \cos t$

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 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.

Влияние прецессии

Основная статья: Прецессия земной оси

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.

Литература

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
• Жаров В. Е. Сферическая астрономия. — Фрязино: Век 2, 2006. — 480 с. — (Монографии и учебники). — 500 экз. — ISBN 5-85099-168-9.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 6th Edition. — Berlin; Heidelberg; New York: Springer, 2016. — 550 p. — ISBN 978-3-662-53045-0.