Склонение в астрономии (обозначается δ δ --> {\displaystyle \delta } или dec — от англ. declination) — координата объекта на небесной сфере, которая не меняется при суточном вращении Земли. Склонение равно угловому расстоянию на небесной сфере от плоскости небесного экватора до светила, оно положительно для объектов в северном полушарии и отрицательно — в южном.
В экваториальной системе небесных координат одной из двух координат является склонение. Склонение светила — дуга круга склонений между ним и плоскостью экватора[1][2], или, проще говоря, угловое расстояние между светилом и небесным экватором. Склонение считается положительным, если светило находится в северном полушарии небесной сферы, и отрицательным — если в южном. Таким образом, склонение может находиться в диапазоне от −90° до +90°[3][4], причём эти значения достигаются, соответственно, на южном и на северном полюсах мира, а на небесном экваторе склонение равно нулю[5].
Склонение принято обозначать δ δ --> {\displaystyle \delta } или dec (от англ. declination)[3][6]. В редких случаях его могут заменять полярным расстоянием p {\displaystyle p} , которое равно угловому расстоянию между светилом и северным полюсом мира, таким образом, p = 90 ∘ ∘ --> − − --> δ δ --> {\displaystyle p=90^{\circ }-\delta } и эта величина меняется от 0 до 180°[1].
В первой экваториальной системе координат дополнительно к склонению используется часовой угол светила t {\displaystyle t} , а во второй экваториальной — прямое восхождение α α --> {\displaystyle \alpha } . Склонение, как и прямое восхождение не меняются из-за суточного вращения Земли, поэтому вторая экваториальная система используется наиболее широко[7].
Склонение светила связано с высотами его верхней и нижней кульминации h в {\displaystyle h_{\text{в}}} и h н {\displaystyle h_{\text{н}}} посредством географической широты места наблюдения φ φ --> {\displaystyle \varphi } , причём широты в южном полушарии считаются отрицательными. Формулы для h в {\displaystyle h_{\text{в}}} примут разный вид в зависимости от соотношения между φ φ --> {\displaystyle \varphi } и δ δ --> {\displaystyle \delta } [8][9]:
Высота нижней кульминации определяется формулой h н = φ φ --> + δ δ --> − − --> 90 ∘ ∘ --> {\displaystyle h_{\text{н}}=\varphi +\delta -90^{\circ }} [10].
Если h н > 0 {\displaystyle h_{\text{н}}>0} , то светило никогда не заходит под горизонт и называется незаходящим; если h в < 0 {\displaystyle h_{\text{в}}<0} , то светило никогда не восходит из-за горизонта и называется невосходящим. Таким образом, если | δ δ --> | < 90 ∘ ∘ --> − − --> | φ φ --> | {\displaystyle |\delta |<90^{\circ }-|\varphi |} , то в ходе суточного движения светило восходит и заходит. Для северного полушария, если δ δ --> > 90 ∘ ∘ --> − − --> φ φ --> {\displaystyle \delta >90^{\circ }-\varphi } , то светило является незаходящим, если δ δ --> < φ φ --> − − --> 90 ∘ ∘ --> {\displaystyle \delta <\varphi -90^{\circ }} — невосходящим[11][12].
Положения восхода и захода светил, если они возможны, также зависят от склонения. Светила с нулевым склонением восходят на востоке и заходят на западе, тогда как при δ δ --> > 0 {\displaystyle \delta >0} восход и заход происходят на северо-востоке и северо-западе соответственно, а при δ δ --> < 0 {\displaystyle \delta <0} — на юго-востоке и на юго-западе[11].
Со склонением светила и широтой места наблюдения можно также связать часовой угол t {\displaystyle t} и азимут точки A {\displaystyle A} , где происходит его восход и заход[13]:
Если данное уравнение не имеет решений, то светило является незаходящим или невосходящим; если решение только одно, то светило касается горизонта в верхней либо в нижней кульминации, что возможно при φ φ --> − − --> δ δ --> = 90 ∘ ∘ --> {\displaystyle \varphi -\delta =90^{\circ }} или φ φ --> + δ δ --> = 90 ∘ ∘ --> {\displaystyle \varphi +\delta =90^{\circ }} . В остальных случаях уравнение имеет два решения, t r {\displaystyle t_{r}} и t s {\displaystyle t_{s}} , причём 180 ∘ ∘ --> < t r < 360 ∘ ∘ --> {\displaystyle 180^{\circ }<t_{r}<360^{\circ }} и t r {\displaystyle t_{r}} соответствует восходу, а 0 ∘ ∘ --> < t s < 180 ∘ ∘ --> {\displaystyle 0^{\circ }<t_{s}<180^{\circ }} и t s {\displaystyle t_{s}} соответствует заходу. Азимут точек восхода и захода определяется из системы уравнений[13]:
Склонение и прямое восхождение Солнца меняются в течение года из-за вращения Земли вокруг Солнца. В момент весеннего равноденствия Солнце находится в точке весеннего равноденствия, и его склонение и прямое восхождение равны нулю. После этого склонение Солнца начинает увеличиваться и доходит до максимального значения — 23°26' — в момент летнего солнцестояния, и в этот момент его прямое восхождение равняется 6h. После этого оно начинает уменьшаться: в момент осеннего равноденствия склонение снова равняется нулю, а прямое восхождение — 12h. В момент зимнего солнцестояния склонение достигает своего минимума — −23°26′ (прямое восхождение равно 18h), после чего снова начинает расти и доходит до нуля в момент весеннего равноденствия. Таким образом, в разные сезоны световой день длится по-разному, а в приполярных областях бывают полярные дни и полярные ночи[14].
Из-за прецессии оси Земли меняется положение полюсов мира и небесного экватора с периодом в 26000 лет, следовательно, даже у неподвижных объектов меняется склонение и прямое восхождение. Для точной записи координат необходимо учитывать момент времени, в который они были измерены, называемый эпохой. Координаты также можно пересчитать для другой эпохи, и в данный момент в основном используется эпоха J2000.0, которой соответствует момент полудня 1 января 2000 года[15].
Lokasi Pengunjung: 18.117.141.164