Новая Хронология Египта – I

Если говорить точнее, то эклиптикой называется окружность пересечения плоскости вращения Земли вокруг Солнца с воображаемой сферой неподвижных звезд. За центр этой сферы можно принять центр Солнца, лежащий в плоскости эклиптики. рис.5.3 это точка O. Впрочем, как мы уже говорили, по отношению к далеким звездам движением Земли, а также расстоянием от Земли до Солнца, можно пренебречь и считать Землю неподвижным центром небесной сферы.

рис.5.3

Сегодня известно, что эклиптика поворачивается с течением веков, хотя и очень медленно. Поэтому вводится понятие мгновенной эклиптики для данного года или для данной эпохи. Мгновенное положение эклиптики для той или иной эпохи называется эклиптикой данной эпохи. Например, положение эклиптики на 1 января 2000 года называется «эклиптикой эпохи 2000 года» или, сокращенно, «эклиптикой J2000».

Буква «J» в обозначении эпохи J2000 напоминает о том, что в астрономии время обычно исчисляется в юлианских веках [97], [98]. Есть и другой способ астрономического исчисления времени, которым мы пользовались в наших вычислениях – в днях юлианского периода скалигера. Скалигер предложил пронумеровать дни подряд, начиная с 4713 года до н.э. Например, юлианский день 1 января 1400 года равен 2232407 [27], с.316.

Кроме эклиптики на небесной сфере на рис.5.3 изображена еще одна большая окружность – так называемый экватор

. Экватор на небесной сфере – это окружность, по которой плоскость земного экватора пересекается с этой воображаемой сферой. Окружность экватора довольно быстро поворачивается со временем, постоянно меняя свое положение на небесной сфере.

Эклиптика и экватор пересекаются на небесной сфере под углом приблизительно 23 градуса 27 минут. Точки их пересечения обозначены через Q и R на рис.5.3. Солнце в своем годичном движении вдоль эклиптики два раза пересекает экватор в этих точках. Точка Q, через которую Солнце переходит в северную полусферу, называется точкой весеннего равноденствия. В это время день равен ночи. Противоположная ей точка на небесной сфере – это точка осеннего равноденствия. Она обозначена через R на рис.5.3. Через точку осеннего равноденствия Солнце переходит в южную полусферу. В этот момент день также сравнивается с ночью.

Точки зимнего и летнего солнцестояний на небесной сфере тоже расположены на эклиптике. Четыре точки равноденствий и солнцестояний делят эклиптику на 4 равные части, рис.5.3.

С течением времени все четыре точки равноденствий и солнцестояний медленно движутся вдоль эклиптики в направлении уменьшения эклиптикальных долгот. Это движение называется в астрономии прецессией долгот или просто прецессией [97]. Скорость прецессии составляет примерно 1 градус за 72 года. Это смещение точек равноденствий и солнцестояний приводит к так называемому «предварению равноденствий» в юлианском календаре.

В самом деле, поскольку юлианский год очень близок к звездному году – то есть к периоду обращения Земли вокруг Солнца, – то смещение точки весеннего равноденствия по эклиптике влечет за собой смещение дня весеннего равноденствия в юлианском календаре (то есть – по «старому стилю»). А именно, день весеннего равноденствия по «старому стилю» постепенно передвигается на все более ранние числа марта – со скоростью приблизительно 1 сутки за 128 лет. См. рис.3.14 выше.

Для определения положений небесных светил необходимы координаты на небесной сфере. В астрономии существует несколько таких систем координат. Нам понадобятся эклиптикальные координаты, задаваемые следующим образом, рис.5.3.

Рассмотрим небесный меридиан, проходящий через полюс эклиптики P и через данную точку A на небесной сфере, координаты которой надо определить. Он пересечет плоскость эклиптики в некоторой точке D, рис.5.3. Тогда дуга QD на рис.5.3 будет изображать эклиптикальную долготу

точки А, а дуга AD – ее эклиптикальную широту. Напомним, что Q – это точка весеннего равноденствия.

Таким образом, эклиптикальные долготы на небесной сфере отсчитываются от точки весеннего равноденствия той эпохи, эклиптику которой мы выбрали в данном случае. Другими словами, система эклиптикальных координат на небесной сфере «привязана» к некоторой фиксированной эпохе. Однако, один раз зафиксировав эклиптику и выбрав систему координат на небесной сфере, можно с ее помощью задавать положения Солнца, Луны, планет и вообще – любых небесных тел, – в любой момент времени.

В своих расчетах для задания координат на небесной сфере мы пользовались эклиптикой J2000 эпохи 1 января 2000 года.