Первая экваториальная система координат

Основной плоскостью является плоскость небесного экватора, началом отсчета ¾верхняя точка экватора Q. Координатами являются склонение δ и часовой угол t (рис. 3.5).

Склонение светила, - это угловое расстояние от небесного экватора до светила, отсчитываемое по кругу склонений. Склонение изменяется в пределах от -90^o до 90^o, причем светила с δ> 0 находятся к северу от экватора, а с δ<0 - к югу от него.

Рис.3.5 Первая экваториальная система координат

Иногда вместо склонения используется полярное расстояние, p (или D), - это угловое расстояние от светила до полюса. Часовой угол, t, - это дуга небесного экватора между небесным меридианом и кругом склонения светила. Отсчитывается от точки Q по часовой стрелке. Изменяется в пределах от 0^o до 360^o в градусной мере или от 0^h до 24^h в часовой мере (360^o соответствует 24^h, 1^h - 15^o, 1^m -- 15', 1^s - 15"). Часовой угол звёзд изменяется при суточногм вращении небесной сферы, так как в начало отсчета привязано к вращающейся Земле (точка Q лежат на небесном меридиане). Значит, для того, чтобы координаты звезд не изменялись из-за суточного вращения, необходимо выбрать точку отсчета, неподвижную относительно звезд и участвующую в суточном вращении. В качестве такой точки отсчета была выбрана точка весеннего равноденствия, и система координат, в которой звезды не изменяют свои координаты из-за суточного вращения, называется второй экваториальной системой координат.