Page 33 - 34

або z  Z  3 ( 4 )   QZ   Q  ( 3 ) 4     ,
так як  Q  ( 3 ) 4    .

В точках нижньої кульмінації, що належить нижній частині меридіана

P Q P, за умови   зенітна відстань буде визначатись з рівняння


Q 
z  Z   Z Z    Z   Q   1 180  (   ),

1



а за умови   отримаємо: z  Z   Z Z    Z  180   (   ).

4
4
Аналіз рисунка 3.2 показує, що верхня кульмінація зірок, схилення яких 
менше від широти пункту спостереження (   ), відбуваються в південній
частині меридіана ZS , а це означає, що азимути таких зірок в точках верхньої
Z
кульмінації будуть дорівнювати 0 , тобто A 0..
У випадку кульмінації зірок (точки верхньої і нижньої кульмінації) в півні-
Z
чній частині меридіана ZN , вертикали світил співпадають з площиною цієї
частини меридіана, і тому азимути будуть рівними 180 ( 180A ).

Аналіз координат першої екваторіальної системи координат показує, що

для всіх точок, які співпадають з верхньою частиною меридіана величина го-
динного кута t 0, оскільки круги схилень зірок співпадають з площиною вер-

хньої частини меридіана. Для точок нижньої частини меридіана, де знаходяться

всі точки нижньої кульмінації, величина годинного кута t 12 h . Тому на основі

формули (2.7) для зоряного часу в точках верхньої кульмінації буде s  , а для
h
точок нижньої кульмінації s   12 .

Таким чином, маємо:

а) для точок верхньої кульмінації (при   )

z     ; A   0 ; S   ; (3.6)

б) для точок верхньої кульмінації (при   )

z     ; A 180 ; S   ; (3.7)

в) для точок нижньої кульмінації (при   )

h
z 180       ; A 180 ; S   12 ; (3.8)

г) для точок нижньої кульмінації (при   )

h
z 180       ; A   0 ; S   12 ; (3.9)
3.2.2 Спостереження світил в першому вертикалі

32