Большая книга астрологии. Составление прогнозов - страница 89

(склонение, положительное или отрицательное, отмеряемое от небесного экватора), отнесенные, например, к 1900 г. н. э. Наша цель – найти ее координаты l_>t и b_>t, то есть сферические координаты в эклиптической системе, в которой отсчет про изводится по отношению к эклиптике эпохи t, где t — количество юлианских веков, отсчитываемых в прошлое от 1900 г. (t = 1 соответствует 1800 г., t = 2 указывает на 1700 г. и т. д.).

Для этого, во-первых, рассчитаем координаты α_>0(t), δ_>0(t) звезды, учитывая ее равномерное собственное движение среди звезд, для времени t в экваториальных координатах эпохи 1900 г. Зная такого рода скорости μ_>α и μ_>δ, по координатам α и δ, найдем, что

Во-вторых, перейдем от найденных координат α_>0 (t), δ (t) к координатам l_>0(t), b (t) звезды относительно эклиптики 1900 г., для чего воспользуемся известной формулой перехода:

где ε_>0 есть угол наклона эклиптики к экватору в 1900 году.

В-третьих, произведем преобразование координат l_>0(t), b_>0(t) в координаты l_>1, b_>1, которые также относятся к эклиптике 1900 года, однако начало отсчета долготы в них берется другое – оно совпадает с точкой пересечения эклиптики 1900 года и эклиптики эпохи t. Формула пересчета:

Здесь φ – дуга между точкой весеннего равноденствия 1900 года и точкой пересечения двух эклиптик: 1990 года и эпохи t. Равенство для φ вытекает из уравнения (1), если в нем положить р = – 1 (эклиптика эпохи 1900 г.) и s = – t (так как s отсчитывается вперед, a t — назад).

В-четвертых, следует перейти от полученных ко ординат к другим (l_>2, b_>2), которые уже связаны с эклиптикой эпохи t, но отличаются от искомых координат l_>t, b_>t лишь положением начала отсчета долготы. Здесь им является все то же пересечение эклиптик 1900 года и эпохи t. Формулы перехода аналогичны тем, которые применялись на втором шаге, но вместо ε_>0 берется угол ε_>1 между эклиптиками 1900 года и эпохи t, выражение для которого следует из соотношения (2) при р = –1 и s = –t:

В-пятых, требуется сделать пересчет координат l_>2, b_>2 в желанные l_>t, b_>t, осуществляемый по равенству (φ было определено выше):

Здесь величина ψ задается формулой (4), если принять, что р_>0 = –1.

Расчеты были проведены нами на компьютере, а полученные результаты сведены в табл. 3.4. В ней по порядку представлены название звезды, прямое восхождение α и склонение β на эпоху 1900 г., скорости собственного движения звезды по соответствующим координатам, эклиптические долгота α