Page 32 - 34

наведена в необхідну точку небесної сфери, і в розрахований наперед час від-
будеться спостереження зірки саме в цій точці.

Величинами, за допомогою яких зорова труба теодоліта установлюється за
напрямом певної точки небесної сфери, є зенітна відстань світила z і його азимут

A. Час, коли світило буде спостерігатись в певній точці небесної сфери, є міс-
цевим зоряним часом S .

Ці всі величини отримали назву ефемерид світила.

3.2.1 Спостереження світил в точках кульмінації
Відомо, що вісь світу PP  ділить небесний ме-

ридіан на дві частини – верхню PZQS P і ниж-

ню PN Q Z  P. Перетин добових паралелей зір з

верхньою частиною меридіану утворює точки
верхньої кульмінації  ,  ,  ,  , а пере-
2
3
4
1
тин добових паралелей з нижньою частиною
меридіана – точки нижньої кульмінації –  ,
1

Рисунок 3.2 – Кульмінації зір   ,   ,   .
3
4
2
Визначення ефемерид світил в точках верхньої та нижньої кульмінацій роз-
глянемо на прикладі рисунка 3.2, де добові паралелі зір показані пунктирними
лініями.

Приймемо, що для кожної зірки відоме значення екваторіальних координат::
схилення  і прямого сходження  , і відомою є географічна широта  точки

спостереження.

Оскільки схилення  відповідає сферичній відстані Q або Q   i і для
i
точок кульмінації, розміщених над площиною небесного екватора є додатними,

а для точок кульмінації, розміщених нижче площини небесного екватора QQ  –

від’ємними, то зенітна віддаль зірок в точках верхньої кульмінації буде визна-
чена так:

– для зірки  , що має верхню кульмінацію між північним полюсом P і зені-
1
том Z маємо:

z  Z   Q   QZ      ;
1 1
– для зірок, точки верхньої кульмінації яких розміщені між точкою зеніту Z

і південним полюсом світу P отримаємо
z   Z    QZ   Q      ,
2
2

31