В.В.Калашников, Г.В.Носовский, А.Т.Фоменко ЗВЕЗДЫ СВИДЕТЕЛЬСТВУЮТ Глава 1.§5†5.2.

Глава 1.
НЕКОТОРЫЕ НЕОБХОДИМЫЕ СВЕДЕНИЯ ИЗ АСТРОНОМИИ И ИСТОРИИ АСТРОНОМИИ

§5. РАСЧЕТ ЗВЕЗДНОГО НЕБА “В ПРОШЛОЕ”. РАСЧЕТНЫЕ КАТАЛОГИ K(t). ФОРМУЛЫ НЬЮКОМБА-КИНОШИТЫ.

†5.2. АЛГОРИТМ РАСЧЕТА ПОЛОЖЕНИЙ ЗВЕЗД В ПРОШЛОЕ.

Опишем подробно алгоритм расчета звездного каталога K(t), достаточно точно отражающего, согласно теории Ньюкомба, состояние звездного неба в году t. Здесь t– произвольная эпоха из рассматриваемого нами исторического промежутка, а именно, от 600 года до н.э. до 1900 года н.э. Эпоха t отсчитывается от эпохи 1900 года в юлианских веках в прошлое, то есть, t=1 соответствует эпохе 1800 года, t=10 отвечает эпохе 900 года н.э., t=18 отвечает эпохе 100 года н.э. и т.д. Разница в несколько дней, набегающая из-за различия между юлианским и григорианским календарями и приводящая к тому, что, скажем, эпоха 100 года н.э. в нашем понимании не совпадает с эпохой 1 января 100 года н.э., здесь для нас абсолютно несущественна.

Расчетные звездные каталоги K(t) будут служить нам для сравнения с исследуемым старым каталогом, — например, с Альмагестом, — при различных значениях t. Здесь t каждый раз будет иметь смысл произвольной предполагаемой датировки старого каталога. Поэтому расчетные каталоги K(t) должны быть даны в эклиптикальных координатах на эпоху t. Как отмечалось, именно в эклиптикальных координатах составлены все известные старые каталоги, например, Птолемея, ас-Суфи, Улугбека, Коперника, Тихо Браге.

Итак, пусть в современном каталоге, скажем в [1197 Hofflit D. “The Bright Star Catalogue”. – Yale Univ. Obs. New Haven Connecticut, USA, 1982.→Хоффлит Д. “Каталог ярких звезд”. – Йельский университет. Обс. Нью-Хейвен, Коннектикут, США, 1982 год.], звезда имеет экваториальные координаты α⁰= α₁₉₀₀⁰, δ⁰= δ₁₉₀₀⁰. Эти координаты отражают положение данной звезды в 1900 году н.э. в сферической системе координат, экватором которой является земной экватор на 1900 год. Экватор задается плоскостью, ортогональной оси вращения Земли. Эта плоскость, напомним, меняется со временем. Нам требуется определить координаты l_t, b_t, то есть сферические координаты, экватором которых служит эклиптика — плоскость вращения Земли вокруг Солнца — эпохи t. Для этого достаточно выполнить следующие действия.

ШАГ 1. Нужно рассчитать координаты α⁰(t), δ⁰(t) звезды на момент времени t в экваториальной системе координат эпохи 1900 года. Напомним, что из-за собственных движений звезд, их положения на небе относительно любой фиксированной системы координат меняются со временем. Требуемый расчет положения звезды делается исходя из известных скоростей собственного движения v_α, v_δ звезды по каждой из координат α₁₉₀₀, δ₁₉₀₀. См. столбцы 5 и 6 табл.4.1 в главе 4. Для неприведенных скоростей собственного движения имеем

α⁰(t)= α₁₉₀₀⁰(t) = α⁰ – v_α · t,       δ⁰(t)= δ₁₉₀₀⁰(t) = δ⁰ – v_δ · t.

Действительно, как было отмечено выше, в пределах рассматриваемого нами интервала времени, собственное движение звезд по каждой из координат α₁₉₀₀, δ₁₉₀₀ можно считать равномерным. Знак минус в приведенных формулах возникает из-за того, что мы отсчитываем время в прошлое, а знаки скоростей v_α, v_δ соответствуют естественному течению времени.

Прежде чем практически применять эту формулу, надо привести все входящие величины в одну систему измерений. Скажем, можно измерять α⁰(t), δ⁰(t) в радианах, а скорости v_α, v_δ – в рад/год · 10^-2.

ШАГ 2. Нужно перейти от координат α₁₉₀₀, δ₁₉₀₀ к координатам l₁₉₀₀, b₁₉₀₀. После этого мы получаем координаты l⁰(t), b⁰(t) нашей звезды на момент времени t в сферических координатах, связанных с эклиптикой эпохи 1900 года. Имеем:

sin b⁰(t) = -sin α⁰(t) cos δ⁰(t) sin ε⁰ + sin δ⁰(t)cos ε⁰,

                  sin α⁰(t) cos δ⁰(t) cos ε⁰ + sin δ⁰(t)sin ε⁰
       tan l⁰(t) = ——————————————————–
                                   cos α⁰(t) cos δ⁰(t),

        ε⁰ = 23^o 27′ 8,26” .

Эти формулы позволяют однозначно восстановить значения β⁰(t) и α⁰(t), поскольку -90^o < b⁰(t) < 90^o и l⁰(t) – α⁰(t) ≤ 90^o. Величина ε⁰ — это угол наклона эклиптики 1900 года к экватору 1900 года. См. формулу (1.5.3), в которой, чтобы перейти от 2000 года н.э. к 1900 году н.э., надо положить s₀=-1.

ШАГ 3. Нужно перейти от координат l₁₉₀₀, b₁₉₀₀ к вспомогательным координатам l¹, b¹, которые также связаны с эклиптикой 1900 года. Но точка отсчета долгот для них другая, а именно, совпадает с точкой пересечения эклиптики 1900 года и эклиптики эпохи t, то есть π₁₉₀₀ и π(t).

Этот переход осуществляется по формулам

l¹(t) = l⁰(t) – φ,
b¹(t) = b⁰(t),
    φ = 173^o 57′ 38,436” + 870,0798” t+ 0,024578” t².

Дуга φ между точкой весеннего равноденствия 1900 года на эклиптике π₁₉₀₀ и точкой пересечения π₁₉₀₀ и π(t) получается по формуле (1.5.1), если положить s₀=-1 и θ=-t. Тогда эклиптика π(s₀) на рис.1.5 будет соответствовать эклиптике π₁₉₀₀. При этом эклиптика π(s) на рис.1.5 будет изображать эклиптику интересующей нас эпохи t. Действительно, время t отсчитывается в столетиях от 1900 года н.э. назад, а разность θ=s-s₀ отсчитывается в столетиях от эпохи s₀ вперед. Поскольку мы взяли s₀=-1, что соответствует 1900 году н.э. (2000-100=1900), то необходимо выбрать θ=-t, чтобы в формуле (1.5.1) эпоха s=s₀+ θ соответствовала бы интересующей нас эпохе t.

ШАГ 4. Затем следует перейти от координат l¹, b¹ к координатам l², b². Это — сферические координаты, связанные с эклиптикой π(t) и отличающиеся от эклиптикальных координат l_t, b_t лишь выбором точки отсчета долгот. В координатах l², b² такой точкой является все та же точка пересечения эклиптик π₁₉₀₀ и π(t). Формулы перехода от l¹, b¹ к l², b² совпадают с формулами (1.5.5). Но только вместо ε⁰ надо взять угол ε¹ между эклиптиками π(t) и π₁₉₀₀:

ε¹=- 47,0706”t – 0,033769” t² – 0,000050”t³. Это выражение получается из формулы (1.5.2) при s=-1 и θ=-t.

ШАГ 5. Наконец, надо перейти от координат l², b² к эклиптикальным координатам l_t, b_t. Переход осуществляется по формулам

l_t=l² + φ + Ψ,      b_t=b²,

где φ определено в (1.5.6), а Ψ задается формулой (1.5.4) при s₀=-1, θ=-t, то есть

Ψ = -5026,872” t + 1,1314” t² + 0,0001” t³.

Последовательность описанных выше шагов 1–5 иллюстрируется на рис.1.6.

Заметим в заключение, что все расчеты, необходимые для датировки звездного каталога, можно провести и без учета теории Ньюкомба-Киношиты. Подробнее об этом мы скажем ниже. Теория Ньюкомба-Киношиты используется нами здесь лишь для получения вспомогательной информации относительно сделанной составителем каталога погрешности в определении плоскости эклиптики. Значение этой погрешности является дополнительным фактором, по которому можно судить о правильности наших выводов. См. главы 6 и 7.

ЛИТЕРАТУРА:   Данный список и его нумерация едины для цикла книг по Новой Хронологии.

Книга Г.В.Носовского, А.Т.Фоменко «Словен и Рус»  хорошо читается с книгой «Выставочный Иерусалим»

Данные книги написаны на основании РУССКОГО ЛЕТОПИСЦА опубликованного на сайте https://ruvera.ru/lib/

p/s

Спасибо Вам за чтение данной публикации!

И вновь мы видим использование ценной иностранной научной литературы [1197 Hofflit D. “The Bright Star Catalogue”. – Yale Univ. Obs. New Haven Connecticut, USA, 1982.→Хоффлит Д. “Каталог ярких звезд”. – Йельский университет. Обс. Нью-Хейвен, Коннектикут, США, 1982 год.] которая не была и возможно не переведена до сих пор на русский язык; заметьте дату – 1982 год.

Я не учёный, только учусь. /администратор сайта/

Ваши комментарии, оставленные здесь ↓ , будут весьма полезны, спасибо.