Географические координаты
- 1 year ago
- 0
- 0
Гелиографи́ческие координа́ты (от др.-греч. Ἠέλιος — Солнце и γράφω — «пишу») — координаты , описывающие положение объекта на поверхности Солнца .
Гелиографические координаты построены по аналогии с географическими и характеризуются двумя величинами— широтой (φ) и долготой (λ). Традиционно используют две основные системы гелиографических координат. Широта в этих системах является общей и отсчитывается от плоскости солнечного экватора, то есть плоскости, перпендикулярной оси вращения Солнца и проходящей через его центр. Определения же долготы в этих системах различаются:
Две указанные долготы в юлианский момент JD связаны приблизительным соотношением
где «{ x }» — дробная часть числа x .
В англоязычной литературе система координат, в которой долготы отсчитываются относительно центрального меридиана, иногда называется (по названию обсерватории, первой начавшей широко применять такую систему), в русскоязычной — устойчивого названия за ней не закреплено.
Для измерения координат солнечных пятен в этой системе ранее применялась специальная круглая палетка с нанесённой координатной сеткой ( англ. Stonyhurst disk ), которая накладывалась на изображение Солнца. Традиционно именно такой вид имеют ежедневные карты солнечных образований, публикуемые многими изданиями.
Долготы, отсчитываемые от центрального меридиана, удобны в измерении. Однако, так как Солнце вращается, подобным образом измеренная долгота объекта, расположенного на поверхности Солнца, будет меняться.
Чтобы частично избавиться от этого недостатка, в начале 1860-х годов Р. Кэррингтоном была предложена система координат, в которой долготы отсчитывались от специально определённого меридиана, вращающегося вместе с Солнцем. Такой меридиан называется «кэррингтоновским» , соответствующий элемент системы координат — «кэррингтоновской долготой» , а систему координат — «кэррингтоновской системой координат» . ( англ. Carrington heliographic coordinates ).
Очевидно, что, ввиду изменчивости солнечной фотосферы, такой меридиан невозможно привязать к какому-либо фиксированному объекту на поверхности Солнца. Кроме того, вращение Солнца является дифференциальным : на разных широтах оно вращается с различными периодами обращения. Поэтому за нулевой Кэррингтон произвольно выбрал меридиан, совпадавший с центральным меридианом Солнца 9 ноября 1853 года около 9:39 по гринвичскому времени , когда он начал новую серию наблюдений, и вращающийся с сидерическим периодом ровно 25,38 земных суток. Соответствующий синодический период слегка варьируется в течение года (в связи с неравномерностью движения Земли по орбите ), его среднее значение равно 27,2753 земных суток (т. н. «кэррингтоновский период» ). Этот период удобен тем, что примерно соответствует скорости вращения Солнца на широтах ±16°, на которые в среднем приходится максимальное количество солнечных пятен .
Затем точка отсчёта долгот кэррингтоновской системы была переопределёна, и каноническим нулевым меридианом стал считаться меридиан, проходивший через восходящий узел солнечного экватора в гринвичский полдень 1 января 1854 года. Исходно выбранный Кэррингтоном нулевой меридиан проходил этот узел 12 часами раньше, в гринвичскую полночь. Таким образом, начало отсчёта (момент совпадения нулевого меридиана с центральным) также сместилось на 12 часов вперёд и стало приходиться примерно на 21:39 UT 9 ноября 1853 года (JD 2398167,40193).
Известна также другая шкала времени, подобная кэррингтоновской — «система Бартельса» , введённая немецким геофизиком ( нем. ) и применяемая для исследования геомагнитных явлений , связанных с солнечной активностью. Она устроена аналогично кэррингтоновской, но синодический период в ней выбран равным 27 суткам (что близко к характерному периоду повторения геомагнитных возмущений), а в качестве начала отсчёта оборотов взята дата 8 февраля 1832 года.