Файл: Лабораторный практикум В. Ф. Говердовский, А. В. Дикинис.pdf

Атмосферные процессы возникают в основном под действием 

астрономических  и  сложного  комплекса  физико-географических 
условий.  Солнечная  радиация  обусловливает  перенос  воздуха  и 
его  трансформацию  в  результате  обмена теплом  и  влагой  с  по­
верхностью моря и суши.  Падающая наземную поверхность сол­
нечная  энергия  вызывает  интенсивное  испарение  влаги,  служит 
причиной образования облаков, изменения общей циркуляции ат­
мосферы и погодных условий.

Информация о  собственном или  отраженном излучении ком­

понентов  системы  Земля-атмосфера,  получаемая  аппаратурой 

спутника  в  различных  диапазонах  длин  волн  электромагнитного 
спектра,  позволяет  оценить  состояние  естественных  объектов  и 
образований, характеризовать погодообразующие процессы и при­

родные  явления,  рассчитать  радиационный  баланс,  восстанавли­
вать  основные  гидрометеорологические  величины,  исследовать 
репрезентативность  того  или  иного  диапазона при решении  кон­
кретных  тематических  задач  в  комплексном  исследовании  окру­
жающей среды.

76

Видимые движ ения Солнца и  космическая съёмка 
Земли

Цель  работы:  изучить  астрономические  закономерности,  свя­

занные  с  обращением  Земли  вокруг  Солнца  и 

обусловливающие  особенности  условий  косми­
ческой съемки системы Земля-атмосфера.

Годичное движение Солнца по эклиптике, так же как и суточ­

ное движение Солнца является отражением действительного дви­
жения Земли вокруг Солнца, а в суточном движении Солнце уча­

ствует вместе с остальными небесными светилами.  Эти движения 
Солнца определяют поступление солнечной инсоляции (лат.  inso- 

latio - освещение),  климатические  пояса на Земле,  смену времен 
года, радиационный баланс и освещенность подстилающей земной 
поверхности, периодическую смену дня и ночи и т.  п., постоянно 
участвуют в формировании условий космической съёмки Земли.

Обращение Земли вокруг Солнца

Г оди ч н ое  движ ение  Солнца.

 Земля обращается вокруг Солнца 

в  плоскости,  называемой  плоскостью  земной  орбиты,  и  поэтому 
видимое  годовое  движение  Солнца происходит в  этой  же  самой 
плоскости, которая пересекает небесную сферу по большому кру­

гу,  называемому  эклиптикой  (рис.  23).  Другими  словами,  плос­

кость эклиптики и плоскость земной орбиты идентичны (лат. iden- 
ticus - тождественный, одинаковый).

Эклиптика и экватор, как большие дуги небесной сферы,  пе­

ресекаются  под  определенным  углом  е,  который  называется  на­

клонением эклиптики к небесному экватору, но часто его опреде­

ляют как наклонение  небесного  экватора к эклиптике,  ибо  плос­
кость  земной  орбиты  (плоскость  эклиптики)  во  многих  приклад­
ных задачах астрономии принимается за основную для построения 

эклиптической  системы  небесных  координат  (рис.  24).  Так,  на­

Л а б о р а т о р н а я  р а б о т а  4

77

пример, по наклонению е небесного экватора к эклиптике нетруд­
но вычислить угол наклона земной оси к плоскости орбиты Земли.

Р

®   Видимое положение 

Р '

Солнца на эклиптике

Рис. 23. Эклиптика

Р

Q

Р '

Рис. 24. Эклиптическая система координат

Экваториальные координаты а и 5 основных точек эклиптики 

(равноденствия  и  солнцестояния)  и  её  наклонение  в  к небесному 

экватору определяются из ежедневных наблюдений зенитного рас­
стояния zB®  Солнца в момент его  верхней кульминации,  называе­
мый истинным полднем:

78

zB® =  Ф -  8®,

(4.1)

где  ф  - широта места наблюдения;  80  - склонение  Солнца.  Зная 
величину s и ф, по величине 

zB® 

можно вычислить экваториальные 

координаты  а® и  8® Солнца для всех дней года.  Эти  координаты 

сообщаются  в  астрономических  ежегодниках  (астрономических 
календарях) в таблице, называемой эфемеридой  Солнца.  Поэтому 

всегда можно проследить непрерывное изменение экваториальных 
координат Солнца на протяжении года, изменение его долготы X® 
и  постоянство  широты  р®  (в  эклиптической  системе  координат), 
найти точки равноденствий,  в  которых  Солнце  пересекает небес­
ный экватор, и точки солнцестояний, в которых абсолютная вели­
чина склонения 8® Солнца максимальная.

В  каждом месте земной поверхности  с  определенной геогра­

фической широтой ф условия видимости небесных светил зависят 
от  их склонения 8, а точнее от соотношения величин ф  и  8. В за­

висимости  от  этого  соотношения  одни  светила являются  незахо­
дящими в  данном  месте -Земли,  другие - совсем не восходят над 
горизонтом  данного  места,  третьи  -  восходят  и  заходят,  причем 
продолжительность их пребывания над горизонтом на протяжении 

суток и положение точек их восхода и захода опять-таки зависят 
от соотношения  ф  и  8.  Условия видимости светил выводятся из 
формул,  определяющих их высоту в верхней и нижней кульмина­
ции. Высота невосходящего светила в верхней кульминации 

hB <

 0°, 

-а высота незаходящего светила в нижней кульминации Лн> 0°. Со­

отношение между ф  и  8  определяет также расположение светила 
относительно зенита в момент верхней кульминации:

- при ф < 8 светило кульминирует к югу от зенита;
- при ф = 8 светило кульминирует в зените;
- при ф > 8 светило кульминирует к северу от зенита.

Поэтому при вычислении зенитного расстояния  zB  или высо­

ты 

hB

 светила в верхней кульминации около числового результата 

необходимо  проставлять  буквы  S  или  N  (точки  юга или  севера), 
указывающие направление верхней кульминации. Кроме того, по­
скольку высота светил может быть  положительной и отрицатель­
ной,  перед  её  числовым  значением  следует  обязательно  ставить 
соответствующий знак.

79

Рассмотренные условия видимости светил наглядно демонст­

рируются на модели (чертеже) небесной сферы.

В  Северном полушарии Земли на всех географических широ­

тах, удовлетворяющих условию  90° > <р > s,  Солнце всегда куль­
минирует к югу от зенита (по полуденной линии или меридиану), 
и  наименьшее  значение  его  зенитного  расстояния  бывает  в  день 
летнего солнцестояния 22 июня (8тах® = + в), а наибольшее - в день 
зимнего солнцестояния 22 декабря 

( S miX® =  -  

е).

Моменты восхода Гв® и захода 

Т3®

 Солнца, как и азимуты его 

восхода 

А в@

 и захода 

А 3®,

 зависят не только от склонения 8 .  Солн­

ца, но и от географической широты  (р  места земной поверхности. 
Точные значения перечисленных параметров вычисляются по  со­
ответствующим формулам сферической астрономии на основе ре­
шения так называемого астрономического треугольника.

Астрономическим  треугольником  называется  сферический 

треугольник, вершинами которого служат северный полюс мира 

Р , 

полюс эклиптики П и светило М(рис. 25).

Рис. 25. Астрономический треугольник

В  суточном  вращении  небесной  сферы  все  элементы  этого 

треугольника  остаются  неизменными.  Применив  к  нему  соответ­

ствующие формулы сферической тригонометрии, можно получить

80