Небесні координати, числа, за допомогою яких визначають положення світив і допоміжних крапок на небесній сфері . В астрономії вживають різні системи Н. до. Кожна з них по суті є системою полярних координат на сфері з відповідним чином вибраним полюсом. Систему Н. до. задають великим довкола небесної сфери (або його полюсом, віддаленим на 90° від будь-якої точки цього круга) з вказівкою на нім початкової точки відліку однієї з координат. Залежно від вибору цього круга системи Н. до. називалася горизонтальною, екваторіальною, екліптичною і галактичною. Н. до. уживалися вже в глибокій старовині. Опис деяких систем міститься в працях старогрецького геометра Евкліда (близько 300 до н.е.(наша ера)). Опублікований в «Альмагесте» Птолемея зоряний каталог Гиппарха містить положення 1022 зірок в екліптичній системі Н. до.
В горизонтальній системі основним кругом служить математичний, або достеменний, горизонт NESW ( мал. 1 ), полюсом — зеніт Z місця спостереження. Для визначення положення світила s проводять через його і Z великий круг, називається довкола висоти, або вертікалом, даного світила. Дуга Z s вертікала від зеніту до світила називається його зенітною відстанню z і є першою координатою; z може мати будь-яке значення від 0° (для зеніту Z ) до 180° (для надіра Z'' ). Замість z користуються також заввишки світила h, рівній дузі круга висоти від горизонту до світила. Висота відлічується в обидві сторони від горизонту від 0° до 90° і вважається позитивною, якщо світило знаходиться над горизонтом, і негативною — якщо світило під горизонтом. За такої умови завжди справедливе співвідношення z + h = 90°. Друга координата — азимут А — є дуга горизонту, відлічувана від точки півночі N у напрямку до сходу до вертікала даного світила (у астрометрії азимут часто відлічують від крапки півдні S до заходу). Ця дуга NESM вимірює сферичний кут при Z між небесним меридіаном і вертікалом світила, рівний двогранному куту між їх плоскістю. Азимут може мати будь-яке значення від 0° до 360°. Істотною особливістю горизонтальної системи є її залежність від місця спостереження, т.к. зеніт і математичний горизонт визначаються напрямом прямовисної лінії, різним в різних точках земної поверхні. Внаслідок цього координати навіть вельми видаленого світила спостережуваного одночасно з різних місць земної поверхні, різні. В процесі руху по добовій паралелі кожне світило двічі пересікає меридіан; проходження його через меридіан називаються кульмінаціями. У верхній кульмінації z буває найменшим, в ніжней — найбільшим. У цих межах z змінюється протягом доби. Для світил, що мають верхню кульмінацію на південь від Z , азимут А протягом доби міняється від 0° до 360°. В світил же що кульмінують між полюсом світу Р і Z, азимут змінюється в деяких межах, визначуваних широтою місця спостереження і кутовою відстанню світила від полюса світу.
В першій екваторіальній системі основним кругом служить небесний екватор Q ¡ Q’ ( мал. 2 ), полюсом — полюс світу Р , видимий з даного місця. Для визначення положення світила s проводять через нього і Р великий круг, званий вартовим довкруги, або довкола відмін. Дуга цього круга від екватора до світила є перша координата — відміна світила d. Відміна відлічується від екватора в обидві сторони від 0° до 90°, причому для світил Південному півкулі d приймається негативним. Інколи замість відміни береться полярна відстань р, рівне дузі Р s круга відмін від Північного полюса до світила, яка може мати будь-яке значення від 0° до 180°, так що завжди справедливе співвідношення: р + d = 90°. Друга координата — годинний кут t — є дуга екватора QM, відлічувана від розташованої над горизонтом точки Q пересічення його з небесним меридіаном у напрямі обертання небесної сфери до годинного круга даного світила. Ця дуга відповідає сферичному куту при Р між направленою до точки півдня дугою меридіана і вартовим довкруги світила. Годинний кут нерухомого світила змінюється протягом доби від 0° до 360°, тоді як відміна залишається постійною. Оскільки зміна годинного кута пропорційна часу, то він служить мірою часу (див. Час ) , звідки і відбувається його назва. Годинний кут майже завжди виражають в годиннику, хвилинах і секундах часу так, що 24 ч відповідають 360°, 1 ч відповідає 15° і т.д. Обидві описані системи — горизонтальна і перша екваторіальна — звані місцевими, оскільки координати в них залежать від місця спостереження.
Друга екваторіальна система відрізняється від вищеописаною лише другою координатою. Замість годинного кута в ній уживається пряме сходження світила a — дуга ¡ М-код небесного екватора, відлічувана від точки весняного рівнодення ¡ у напрямі, зворотному обертанню небесної сфери, до круга відмін даного світила ( мал. 2 ). Вона вимірює сферичний кут при Р між кругами відмін, що проходять через крапку ¡ і дане світило. Зазвичай її виражається в годиннику, хвилинах і секундах часу і може мати будь-яке значення від 0 ч до 24 ч . Оскільки крапка ¡ бере участь в обертанні небесної сфери, то обидві координати досить видаленого і нерухомого світила в цій системі не залежать від місця спостереження.
В екліптичній системі основним кругом служить екліптика Е ¡ E'' ( мал. 3 ), полюсом — полюс екліптики П. Для визначення положення світила s проводять через нього і точку П великий круг, званий довкола широти даного світила. Його дуга від екліптики до світила називається екліптичною, небесною або астрономічною, широтою b, є першою координатою. Відлічується b від екліптики у напрямі до її Північного і Південного полюсам; у останньому випадку її вважають негативною. Друга координата — екліптична, небесна або астрономічна, довгота l — дуга ¡ М-код екліптики від крапки ¡ до круга широти даного світила, відлічувана у напрямі річного руху Сонця. Вона може мати будь-яке значення від 0° до 360°. Координати b і l крапок, пов'язаних з небесною сферою, не міняються протягом доби і не залежать від місця спостережень.
В галактичній системі основним кругом служить галактичний екватор BDB'' ( мал. 4 ), тобто великий круг небесної сфери, паралельний плоскості симетрії видимого із Землі Молочного Шляху, полюсом — полюс Г цього круга. Положення галактичного екватора на небесній сфері може бути визначене лише приблизно. Зазвичай воно задається екваторіальними координатами його Північного полюса, що приймаються а = 12 ч 49 м-код і d = +27,4° (для епохи 1950,0). Для визначення положення світила (проводять через нього і точку Г великий круг, званий довкола галактичної широти. Дуга цього круга від галактичного екватора до світила, званого галактичною широтою b, є першою координатою. Галактична широта може мати будь-яке значення +90° до —90°; при цьому знак мінус відповідає галактичним широтам світил тієї півкулі, в якій знаходиться Південний полюс світу. Друга координата — галактична довгота l — є дуга DM галактичного екватора, відлічувана від точки D пересічення його небесним екватором до круга галактичної широти світила; галактична довгота l відлічується у напрямі зростаючих прямих сходжень і може мати будь-яке значення від 0° до 360°. Пряме сходження точки D дорівнює 18 ч 49 м-коду . Із спостережень за допомогою відповідних інструментів визначають координати перших три систем. Екліптичні і галактичні координати виходять шляхом обчислень з екваторіальних.
Для порівняння Н. до. світив, спостережуваних в різних точках Землі або в різний час роки — з різних точок орбіти Землі, ці координати, враховуючи паралакс, приводять або до центру Землі, або до центру Сонця. Унаслідок прецессиі і нутації повільно змінюється орієнтація в просторі плоскості небесного екватора і екліптики, що визначають основні круги у ряді систем Н. до., переміщаються початкові точки відліку координат. В результаті цього значення Н. до. також повільно змінюються. Тому для визначення точного місця світив на небесній сфері вказують момент часу («епоху»), для якого визначено положення небесного екватора і екліптики. На положення світив у вибраній системі Н. до. роблять вплив аберація світла, що є наслідком руху Землі по орбіті (річна аберація), і рухи спостерігача із-за обертання Землі (добова аберація), а також рефракція світла в атмосфері. Н. до. світил змінюються також і унаслідок їх власних рухів.
Спостереження змін Н. до. привели до найбільших відкриттів в астрономії, які мають величезне значення для пізнання Всесвіту. До них відносяться явища прецессиі, нутації, аберації, паралакса, власних рухів зірок і ін. Н. до. дозволяють вирішувати задачу виміру часу, визначати географічні координати різних місць земної поверхні. Широке вживання знаходять Н. до. при складанні різних зоряних каталогів, при вивченні дійсних рухів небесних тіл — як природних, так і штучних — в небесній механіці і астродинаміці і при вивченні просторового розподілу зірок в проблемах зоряної астрономії.
Літ.: Блажко С. Н., Курс сферичної астрономії, М. — Л., 1948; Козаків С. А., Курс сферичної астрономії, 2 видавництва. М. — Л., 1940.
