Сферична астрономія, розділ астрометрії, розробляючий математичні методи вирішення завдань, пов'язаних з вивченням видимого розташування і руху світив (зірок, Сонця, Місяця, планет, штучних небесних тіл і ін.) на небесній сфері. Широко застосовується в різних областях астрономії. С. а. виникла в глибокій старовині і з'явилася першим кроком на дорозі вивчення астрономічних явищ.
Основним поняттям С. а. є небесна сфера . Кожен напрям на небесне світило в просторі зображається на сфері крапкою, а плоскість — великим кругом. Вживання небесної сфери дозволяє значно спростити математичні співвідношення між напрямами на небесні світила, зводячи складні просторові вистави до простіших фігур на поверхні сфери; з цим зв'язана і само назва «З. а.».
Для вивчення взаєморозташування і руху крапок по небесній сфері на ній встановлюють системи координат. У С. а. уживаються горизонтальна, дві екваторіальні і екліптична системи координат (див. Небесні координати ) . Встановлення зв'язку між різними системами координат виробляється за допомогою формул сферичній тригонометрії . Оскільки С. а. вивчає явища, пов'язані з видимим добовим обертанням небесного зведення (тобто видимі рухи світив, обумовлені обертанням Землі), небесній сфері додають обертання довкола осі світу с В. на З. з кутовою швидкістю, рівній швидкості обертання Землі. Така кінематична модель майже точно відтворює картину, яка спостерігається на піднебінні із Землі, що обертається. Загальні співвідношення між горизонтальними і екваторіальними координатами дають можливість визначити час і азимут сходу і заходу небесних світил, моменти їх кульмінації, елонгациі, положення світив в задані моменти часу і ін. Одному із завдань С. а. є визначення умов, при яких дві відповідним чином вибрані зірки знаходяться на однаковій висоті. Це завдання має значення для визначення географічних координат точок земної поверхні з астрономічних спостережень.
Вимір часу. Одному з важливих завдань С. а. є встановлення теоретичних основ астрономічної системи рахунку часу . В С. а. розглядаються одиниці часу і зв'язок між ними. У основу виміру часу покладені природні періодичні явища — обертання Землі довкола своєї осі і звернення Землі довкола Сонця. Обертання визначає, залежно від вибраної на небесній сфері основної крапки (точка весняного рівнодення, Сонце), зоряні або сонячні доба . При відліку зоряної доби беруть до уваги, що точка весняного рівнодення унаслідок прецессиі і нутації не зберігає постійного положення на небесній сфері, а переміщається поступально, здійснюючи одночасно коливання відносно середнього положення. Для рахунку сонячної доби вводять поняття середнього Сонця — фіктивної крапки рівномірно рухомою по екватору погоджено із складним видимим рухом дійсного Сонця по екліптиці. Звернення Землі довкола Сонця визначає тропічний рік, величина якого, відповідна періоду зміни пір року, лежить в основі календаря . Оскільки тропічний рік не містить цілого числа середньої доби, то зміною величини календарного року (365 або 366 днів) добиваються того, щоб його середня тривалість за великий проміжок часу дорівнювала б тривалості тропічного року. У астрономії рахівниць часу ведеться безпосередньо в тропічних роках, в календарних роках з середньою тривалістю 365, 25 діб або послідовним рахунком днів (так званий юліанський період ) .
Координати небесних світил, що отримуються безпосередньо із спостережень, спотворені в результаті дії ряду чинників. Перш за все самі координатні осі, пов'язані з віссю обертання Землі і направлені на точку весняного рівнодення, не зберігають постійного напряму, а обертаються унаслідок прецессиі і нутації. Із-за аберації небесні світила видно на небесній сфері декілька зміщеними з тих місць, де вони були б в разі нерухомості Землі. Результати спостережень спотворюються також унаслідок рефракції ; необхідно враховувати при обробці спостережень і вплив паралакса . Для звільнення спостережуваних місць небесних світил від перерахованих спотворень і визначення їх в одній для всіх спостережень системі координат (як таку систему вибирають координатну систему, пов'язану з положенням осі обертання Землі, і точки весняного рівнодення в деякий фіксований момент, наприклад 1900.0 або 1950.0; див.(дивися) Середнє місце зірки ) виникає необхідність в редукціях (введенні поправок) координат світив, що враховують вплив прецессиі, нутації, аберації, паралакса і рефракції. Спеціальні «редукційні величини» для обліку впливу прецессиі, нутації і аберація, а також інші величини, необхідні для обробки астрономічних спостережень, публікуються в астрономічних щорічниках.
Прецессия і нутація. Унаслідок прецессиі вісь Землі повільно (з періодом близько 26 000 років) змінює свій напрям, описуючи поверхню конуса. На цей рух земної осі накладаються нутационниє коливання (див. Нутація ) . Вельми повільно змінює своє положення в просторі також і плоскість екліптики, з чим пов'язано переміщення точки весняного рівнодення, початковою точкою відліку у ряді систем небесних координат, що служить. В результаті змінюються координати світив в екваторіальній і екліптичній системах небесних координат.
Аберація. Видимі положення зірок на небесній сфері відрізняються від їх дійсних положень унаслідок аберація світла, що відбувається в результаті того, що спостерігач і небесне світило рухаються один відносно одного. Так, при спостереженнях зірок враховується рух спостерігача унаслідок звернення Землі довкола Сонця (річна аберація) і унаслідок її обертання (добова аберація). При спостереженнях штучних супутників Землі обчислюють також аберацію, обумовлену рухом супутника довкола Землі.
Паралакс. Оскільки спостерігач переміщається в просторі із-за обертання Землі і звернення її довкола Сонця, міняються і напрями на небесні світила. Для здобуття порівнянних величин результати спостережень наводяться в першому випадку (при спостереженні тіл Сонячної системи) до центру Землі, а в другому випадку (при спостереженні зірок) — до центру Сонячної системи, тобто до Сонця. Величина паралактичного зсуву залежить від відстані до небесного світила.
Рефракція. Унаслідок заломлення світла небесних світил в земній атмосфері світила здаються зміщеними у напрямі зеніту. Величина зсуву залежить від показника заломлення повітря (від температури, тиску і ін.) і зенітної відстані світила. При спостереженнях близьких небесних світил (особливо для штучних супутників Землі) беруть до уваги також зсуви унаслідок паралакса рефракції, обумовлені неоднаковим впливом рефракції на небесні світила, що знаходяться в одному напрямі від земного спостерігача, але на різних відстанях від нього.
Результати спостережень небесних світил можуть бути використані для практичних цілей — визначення географічних координат, азимутів і часу, а також для теоретичних досліджень і інших цілей — лише після звільнення їх від впливу всіх перерахованих спотворюючих чинників. Для обчислення відповідних редукцій користуються так званими астрономічними постійними, тобто чисельними характеристиками описаних явищ. Визначення астрономічних постійних з даних астрономічних спостережень є завданням, що зв'язує С. а. з фундаментальною астрометрією і небесною механікою, а також з вивченням будови Землі. С. а. має широке і безпосереднє вживання в практичній астрономії. У предмет С. а. також входять питання, пов'язані з визначенням координат на поверхні тіл Сонячної системи, зокрема на поверхні Місяці, що вимагають обліку лібрації Луни . Остання проблема стала особливо актуальної з початком ери міжпланетних перельотів і висадкою космонавтів на Луну. Крім того, в С. а. вивчаються способи обчислення сонячних і місячних затемнень, а також інших аналогічних явищ (покриттів зірок Луной проходжень планет по диску Сонця і т. п.).
Літ.: Блажко С. Н., Курс сферичної астрономії, 2 видавництва, М., 1954; Редукційні обчислення в астрономії, в кн.: Астрономічний щорічник СРСР на 1941 р., М.— Л., 1940 (Додаток, с. 379—432); Козаків С. А., Курс сферичної астрономії, 2 видавництва, М-коди.—Л., 1940; Куликів До. А., Курс сферичної астрономії, М., 1969; Загребін Д. Ст, Введення в астрометрію, М.— Л., 1966; Newcomb S., A compendium of spherical astronomy..., N. Y.— L., 1906; Chauvenet W., A manual of spherical and practical astronomy..., 5 ed., v. 1, Phil., 1891.
