Точка рівнодення — одне з двох місць на небесній сфері, де екліптика перетинає небесний екватор. Хоча існують дві такі точки перетину, за умовний початок небесних систем координат беруть рівнодення, пов'язане з висхідним вузлом Сонця, і називають його просто «точкою рівнодення». У північній півкулі воно відповідає весняному рівноденню. Утім на відміну від загальновживаних весняного та осіннього рівнодень, рівнодення в небесній системі координат — це напрямок у просторі, а не момент у часі.

Протягом циклу приблизно 25 800 років рівнодення рухається на захід відносно небесної сфери через гравітаційні збурення. Тому, щоб визначити систему координат, необхідно вказати дату, на яку квазано рівнодення. Повне визначення координат астрономічного об'єкта вимагає як дати рівнодення, так і епохи.

Стандартне рівнодення та епоха, які використовують зараз, — J2000.0, що означає на 1 січня 2000 року о 12:00 за земним часом. Префікс «J» вказує на те, що це юліанська епоха. Попереднє стандартне рівнодення та епоха були B1950.0, а префікс «B» вказував на те, що це була бесселівська епоха. До 1984 року використовували бесселівські рівнодення та епохи. З того часу використовуються юліанські рівнодення та епохи.

Рух точки рівнодення

Точка рівнодення рухається — тобто з плином часу її положення відносно віддалених зір змінюється. Як наслідок, зоряні каталоги, укладені в різні роки (навіть з інтервалом у кілька десятиліть), наводять різні ефемериди. Це зумовлено прецесією та нутацією (обидва явища піддаються математичному моделюванню), а також іншими незначними збурювальними силами, які можна визначити лише зі спостережень, і тому ці дані подають у вигляді таблиць в астрономічних альманахах.

Прецесія

Прецесію точок рівнодення вперше помітив Гіппарх 129 року до н. е., коли зіставив положення Спіки відносно точки рівнодення зі спостереженнями, які здійснив у 273 році до н. е. Цей довготривалий рух має період 25 800 років.

Нутація

Нутація — це коливання площини екліптики. Уперше її зафіксував Джеймс Бредлі як зміну схилення зір і опублікував це відкриття 1748 року. Через брак достатньо точного годинника Бредлі не зміг виявити вплив нутації на рух точки рівнодення вздовж небесного екватора, хоча сьогодні саме цей аспект нутації вважають істотнішим. Період нутаційних коливань становить 18,6 року.

Рівнодення та епохи

Бесселеві рівнодення та епохи Бесселева епоха, названа на честь німецького математика й астронома Фрідріха Бесселя (1784—1846), ґрунтується на «бесселевому році» тривалістю 365,242198781 доби — тобто на тропічному році, виміряному в момент, коли довгота Сонця становить рівно 280°. З 1984 року бесселеві рівнодення й епохи витіснили юліанські рівнодення та епохи. Поточним стандартом рівнодення й епохи є J2000.0, що належить до юліанських епох.

Бесселеві епохи обчислюють за формулою:

B = 1900.0 + (юліанська дата − 2415020.31352) / 365.242198781

Попереднім стандартом рівнодення й епохи була B1950.0 — бесселева епоха.

Оскільки пряме піднесення та схилення зір постійно змінюються через прецесію, астрономи завжди вказують ці координати з прив'язкою до конкретного рівнодення. До бесселевих рівнодень, які використовували в минулому, належать B1875.0, B1900.0, B1925.0 та B1950.0. Офіційні межі сузір'їв затвердили 1930 року з використанням епохи B1875.0.

Юліанські рівнодення та епохи Юліанська епоха — це епоха, заснована на юліанських роках тривалістю рівно 365,25 доби. З 1984 року юліанські епохи мають перевагу над попередніми бесселевими епохами.

Юліанські епохи обчислюють за формулою:

J = 2000.0 + (юліанська дата − 2451545.0)/365.25

Поточний стандарт рівнодення та епохи — J2000.0, що відповідає 1 січня 2000 року, 12:00 за земним часом.

J2000.0 Епоха J2000.0 точно відповідає юліанській даті 2451545.0 TT (TT), або полудню 1 січня 2000 року за земним часом. Це еквівалентно 1 січня 2000 року, 11:59:27.816 за міжнародним астрономічним часом або 1 січня 2000 року, 11:58:55.816 за UTC.

Оскільки пряме піднесення та схилення зір постійно змінюються через прецесію (а для відносно близьких зір — також через власний рух), астрономи завжди зазначають ці координати відносно певної епохи. Попередньою стандартною епохою була епоха B1950.0.

Коли для визначення небесної системи координат використовують середній екватор і рівнодення J2000, таку систему також називають координатами J2000 або просто J2000. Вона відрізняється від Міжнародної небесної системи координат (ICRS): середній екватор і рівнодення на епоху J2000.0 мають нижчу точність, ніж ICRS, але узгоджуються з нею в межах власної обмеженої точності. Використання терміна «середній» означає, що нутацію усереднено або знехтувано. Це означає, що північний полюс обертання Землі в епоху J2000.0 спрямований не зовсім на небесний полюс J2000: через нутацію істинний полюс епохи відхиляється від середнього. Такі самі відмінності стосуються й точки рівнодення.

Префікс «J» вказує на те, що йдеться про юліанське рівнодення чи епоху, а не про бесселеве.

Рівнодення на дату спостереження Особливе значення має вираз «рівнодення (а також екліптика/екватор) на дату спостереження» (). Цю систему відліку визначають положення екліптики та небесного екватора станом на ту дату/епоху, для якої вказують координати іншого об'єкта (зазвичай тіла Сонячної системи).

Інші рівнодення та відповідні їм епохи

Приклади інших рівнодень та епох, що використовували в астрономії: Боннський огляд, розпочатий Фрідріхом-Вільгельмом-Августом Аргеландером, використовує епоху B1855.0. Каталог Генрі Дрейпера використовує B1900.0. Межі сузір'їв визначили 1930 року вздовж ліній прямого піднесення та схилення для епохи B1875.0. Зрідка застосовували й нестандартні рівнодення, як-от B1925.0 та B1970.0. Каталог «Гіппаркос» застосовує координатну систему ICRS (що по суті відповідає рівноденню J2000.0), але спирається на епоху J1991.25. Для об'єктів зі значним власним рухом припущення про те, що епохою є J2000.0, призводить до значної похибки в положенні; водночас припущення, що рівноденням є J1991.25, спричиняє велику похибку майже для всіх об'єктів. Каталоги місії Gaia так само наводять координати зір у системі ICRS, проте епоха відрізняється для кожного випуску даних. Опорною епохою для DR1 є J2015.0, для DR2 — J2015.5, а для DR3 — J2016.0.

Епохи та рівнодення для елементів орбіти зазвичай подають за земним часом (TT) у кількох різних форматах, зокрема: дата за григоріанським календарем у 24-годинному форматі часу: 1 січня 2000 року, 12:00 TT; дата за григоріанським календарем із дробовою частиною доби: 1,5 січня 2000 року TT; юліанська дата з дробовою частиною доби: JDT 2451545.0; формат TLE від НАСА/NORAD із дробовою частиною доби: 00001.50000000.

Зоряний час

Зоряний час — це годинний кут точки рівнодення. Розрізняють два його види: якщо використовують середнє рівнодення (яке враховує лише прецесію), його називають середнім зоряним часом; якщо використовують істинне рівнодення (фактичне положення точки рівнодення в певний момент часу), його називають істинним зоряним часом. Різницю між ними називають рівнянням рівнодень і наводять у таблицях видання

Зменшення ролі точки рівнодення в астрономії

У сучасній астрономії екліптика та точка рівнодення поступово втрачають значення як необхідні або бодай зручні опорні поняття. Цьому є кілька причин. По-перше, екліптиці важко дати точне визначення, і в фаховій літературі щодо цього навіть виникає плутанина: наприклад, чи має її центр збігатися з центром мас Землі, чи з барицентром системи Земля — Місяць.

Крім того, із запровадженням Міжнародної небесної системи відліку (ICRF) положення всіх об'єктів — як близьких, так і далеких — фундаментально пов'язують із масштабною системою, що спирається на наддалекі нерухомі радіоджерела. Початок відліку при цьому обирають довільно — винятково для зручності розв'язання конкретної задачі. Наразі в астрономії немає суттєвих завдань, де виникала б обов'язкова потреба у визначенні екліптики та точки рівнодення.

Примітки

Посилання Celestial Coordinate System, UTK