какое расстояние называется угловым
Угловое расстояние
Смотреть что такое «Угловое расстояние» в других словарях:
УГЛОВОЕ РАССТОЯНИЕ — УГЛОВОЕ РАССТОЯНИЕ, в астрономии расстояние на небесной сфере между двумя небесными телами, измеренное по дуге большого круга, проходящего через них, с наблюдателем в центре. Например, угловое расстояние между двумя звездами Большой Медведицы,… … Научно-технический энциклопедический словарь
угловое расстояние — kampinis atstumas statusas T sritis Standartizacija ir metrologija apibrėžtis Atstumas, išreikštas kampo matavimo vienetais. atitikmenys: angl. angular distance vok. Winkelentfernung, f rus. угловое расстояние, n pranc. distance angulaire, f … Penkiakalbis aiškinamasis metrologijos terminų žodynas
угловое расстояние — kampinis atstumas statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. angular distance; angular separation vok. Winkelentfernung, f rus. угловое расстояние, n pranc. distance angulaire, f … Fizikos terminų žodynas
Угловое разрешение — Разрешение способность оптического прибора измерять линейное или угловое расстояние между близкими объектами, показывать раздельно близко расположенные объекты. Содержание 1 Угловое разрешение 2 Линейное разрешение 3 Общие сведения … Википедия
угловое увеличением — 3.1 угловое увеличением (angular magnification M): Угловое увеличение М оптического прибора есть отношение угла наблюдения объекта, опирающегося на входной зрачок прибора (aприб), к углу наблюдения объекта глазом без прибора (aгл) Примечание В… … Словарь-справочник терминов нормативно-технической документации
ЗЕНИТНОЕ РАССТОЯНИЕ — угловое расстояние небесного светила или земного предмета от зенита. Обозначается г, отсчитывается вдоль круга высоты от 0 до 180°. С высотой h связано соотношением z = 90° h … Естествознание. Энциклопедический словарь
Зенитное расстояние — угловое расстояние небесного светила от зенита. Обозначается Z и отсчитывается вдоль круга высоты от 0 до 180˚. С высотой h связано соотношением Z = 90˚ h … Астрономический словарь
зенитное расстояние — угловое расстояние небесного светила или земного предмета от зенита. Обозначается z, отсчитывается вдоль круга высоты от 0 до 180º. С высотой h связано соотношением z = 90º – h. * * * ЗЕНИТНОЕ РАССТОЯНИЕ ЗЕНИТНОЕ РАССТОЯНИЕ, угловое расстояние… … Энциклопедический словарь
ПОЛЯРНОЕ РАССТОЯНИЕ — Расстояние между полюсом и данной точкой на земной поверхности. Объяснение 25000 иностранных слов, вошедших в употребление в русский язык, с означением их корней. Михельсон А.Д., 1865. ПОЛЯРНОЕ РАССТОЯНИЕ Угловое расстояние звезды от видимого… … Словарь иностранных слов русского языка
УГЛОВОЕ РАССТОЯНИЕ
Смотреть что такое «УГЛОВОЕ РАССТОЯНИЕ» в других словарях:
Угловое расстояние — Длина дуги, выраженная в угловых единицах (т. е. в радианах, градусах, дуговых минутах или секундах), которая соответствует данному углу наблюдения. Например, угловое расстояние между двумя точками на небесной сфере представляет собой угол между… … Астрономический словарь
угловое расстояние — kampinis atstumas statusas T sritis Standartizacija ir metrologija apibrėžtis Atstumas, išreikštas kampo matavimo vienetais. atitikmenys: angl. angular distance vok. Winkelentfernung, f rus. угловое расстояние, n pranc. distance angulaire, f … Penkiakalbis aiškinamasis metrologijos terminų žodynas
угловое расстояние — kampinis atstumas statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. angular distance; angular separation vok. Winkelentfernung, f rus. угловое расстояние, n pranc. distance angulaire, f … Fizikos terminų žodynas
Угловое разрешение — Разрешение способность оптического прибора измерять линейное или угловое расстояние между близкими объектами, показывать раздельно близко расположенные объекты. Содержание 1 Угловое разрешение 2 Линейное разрешение 3 Общие сведения … Википедия
угловое увеличением — 3.1 угловое увеличением (angular magnification M): Угловое увеличение М оптического прибора есть отношение угла наблюдения объекта, опирающегося на входной зрачок прибора (aприб), к углу наблюдения объекта глазом без прибора (aгл) Примечание В… … Словарь-справочник терминов нормативно-технической документации
ЗЕНИТНОЕ РАССТОЯНИЕ — угловое расстояние небесного светила или земного предмета от зенита. Обозначается г, отсчитывается вдоль круга высоты от 0 до 180°. С высотой h связано соотношением z = 90° h … Естествознание. Энциклопедический словарь
Зенитное расстояние — угловое расстояние небесного светила от зенита. Обозначается Z и отсчитывается вдоль круга высоты от 0 до 180˚. С высотой h связано соотношением Z = 90˚ h … Астрономический словарь
зенитное расстояние — угловое расстояние небесного светила или земного предмета от зенита. Обозначается z, отсчитывается вдоль круга высоты от 0 до 180º. С высотой h связано соотношением z = 90º – h. * * * ЗЕНИТНОЕ РАССТОЯНИЕ ЗЕНИТНОЕ РАССТОЯНИЕ, угловое расстояние… … Энциклопедический словарь
ПОЛЯРНОЕ РАССТОЯНИЕ — Расстояние между полюсом и данной точкой на земной поверхности. Объяснение 25000 иностранных слов, вошедших в употребление в русский язык, с означением их корней. Михельсон А.Д., 1865. ПОЛЯРНОЕ РАССТОЯНИЕ Угловое расстояние звезды от видимого… … Словарь иностранных слов русского языка
При тестировании программы расчета углового расстояния между двумя точками на небесной сфере обнаружилось, что представленное здесь расчетное табло позволяет пересчитывать время из представления в часах, минутах и секундах в десятичные доли часа и наоборот, а угловые величины пересчитывает из дробно-десятичного формата в градусах в формат: градусы, минуты, секунды
Расчет углового расстояния между двумя объектами (звездами) небесной сферы
Координаты небесного
Объекта 1
Угловое расстояние между объектами
Координаты небесного
Объекта 2
Что-то пошло не так.
Итоговый отчет
Oбъект 1: Регул (10ч 08м 22с; 11° 58′ 12″);
Созвездие: Leo, Лев (Leo)
Расчет углового расстояния между двумя астрономическими объектами, положение которых определено во второй экваториальной системе координат
Во второй экваториальной системе координат положение объектов определяется двумя угловыми параметрами, называемыми прямое восхождение α и склонение δ (Рис.1).
Рис. 1. Небесная сфера, угловое расстояние β между двумя точками на сфере и их угловые экваториальные координаты
при использовании численных методов, важно помнить что arccos(x)=0 при x=1, во избежание деления на 0.
Примечательные угловые расстояния
Развеиваем мифы
(нет в мире совершенства)
На данный момент на сайте нет детального описания древнейшего астеризма Большой Квадрат, но иллюстрация с его довольно крупным изображением есть:
Рис. 2. Как найти созвездие Рыбы с помощью астеризма Большой Квадрат
Как видно из рисунка Большой Квадрат, на самом деле, по конфигурации наиболее близок к трапеции. Для представленных далее астеризмов сезонных Треугольников на сайте имеется хоть какое-то писание и иллюстрации, поэтому для желающих ознакомиться с этими звездными объектами расставлены ссылки на страницы с их изображениями.
P.S. На этой странице используется Бета версия программы расчета между двумя небесными объектами, об обнаруженных недочетах, а так же возможных пожеланиях просьба сообщить на форум сайта (окно для входа на форум находится в нижней части страницы).
1. Эфемеридами называются рассчитанные наперед угловые координаты небесных тел. если подходить к современному понятию строго, то ЭФЕМЕР́ИДЫ (астрономический термин), координаты небесных светил и др. переменные астрономические величины, вычисленные для ряда последовательных моментов времени и сведенные в таблицы.
Большой российский энциклопедический словарь. 2012
Какое расстояние называется угловым
Почему так трудно определить размеры небесных объектов и расстояния до них? Все дело в том, что размеры удаленных объектов мы можем определить только по сравнению размерами известных объектов, а на небе нам не с чем сравнивать. Мы видим на небе множество светящихся точек, но яркость точки может определяться как ее размером, абсолютной светимостью, так и расстоянием до нее.
Поэтому в астрономии практически невозможно определить оптическими методами линейный размер удаленного объекта, можно определить только его угловой размер.
Древние греки изобрели тригонометрию, которая позволяет определить количественные соотношения между углами, линейными размерами и линейными расстояниями. С помощью простых математических соотношений, включающих базовую тригонометрию, мы можем вычислить расстояния до удаленных объектов, размеры которых известны (или размеры, если расстояния известны).
Уравнение малых углов
Если углы малые, то синус угла примерно равен тангенсу, который, в свою очередь примерно равен самому углу в радианной мере.
Уравнение малых углов включает в себя угловой размер объекта, его линейный размер и расстояние. Если известны какие-либо две из этих величин, можно вычислить третью. Обратимся к угловому размеру с символом a , выраженному в секундах дуги. Обозначим диаметр объекта как d , а расстояние до него как D . Тогда уравнение малого угла
a / 206 265 = d / D
Число 206 265 называется константой пропорциональности. Число 206 265 на самом деле является числом секунд дуги в угле 57,3° , который является специальным углом, называемым радианом. Радиан определяется как центральный угол дуги, длина которой равна радиусу окружности. Длина окружности равна 2πr , Радиан равен 360° / 2 π = 57,3° или около шестой части полного круга.
D = 206 265 d / a
Используя метрические единицы, найдем
D = (2.1 x 10 5 x 2) / (1.8 x 10 3 ) = 2.3 х 10 2 метра = 230 метров
Если ваш друг имеет рост 2 метра и угловой размер его составляет ½ ° (или 1800 угловых секунд), расстояние D составляет 230 метров. Обратите внимание, что мы округляем все наши оценки до двух значащих цифр, потому что измерение угла вряд ли будет очень точным.
Как поняли древние греки, уравнение малого угла можно использовать для определения астрономических расстояний. Они не могли точно измерить диаметр Луны, но они знали ее угловой размер a, который также составляет примерно ½° , или 1800″ .
Если мы используем современные знания о том, что диаметр Луны составляет около 3500 километров, мы можем оценить расстояние до нее так же, как мы это сделали для расстояния друга выше. В метрических единицах d будет 3,5 × 10 6 метров. Уравнение будет гласить:
D = (2.1 × 10 5 × 3.5 × 10 6 ) / (1.8 × 10 3 ) ≈ 4 х 10 8 метров ≈ 4 x 10 5 километров.
Реальное среднее расстояние до Луны 384 000 км. Неплохая точность!
Методы определения расстояний до звезд
Годичный параллакс
Кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далеких звезд происходит по эллипсу с периодом в 1 год и отражает движение наблюдателя вместе с Землей вокруг Солнца. Маленький эллипс, описываемый звездой, называется параллактическим эллипсом. В угловой мере большая полуось этого эллипса равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом ( π ).
Параллактические смещения звезд служат неопровержимым доказательством обращения Земли вокруг Солнца. Расстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смещению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите.
1 пк = 206 265 а. е. = 3,086 · 10 13 км.
Таким образом, расстояние до звезд в парсеках будет определяться выражением
В астрономических единицах обычно выражаются расстояния до тел Солнечной системы. Расстояния до небесных тел, находящихся за пределами Солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, килопарсеках ( 1 кпк = 10 3 пк ) и мегапарсеках ( 1 Мпк = 10 6 пк ), а также в световых годах ( 1 св. г. = 9,46 · 10 12 км = 63 240 а. е. = 0,3067 пк или 1 пк = 3,26 св. г. ).
Фотометрический метод определения расстояний
Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив M по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств.
Цефеиды (стандартные свечи)
Для долгопериодических цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 сут.), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период-светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. С помощью этой зависимости можно определить абсолютные величины цефеид по длительности их периодов колебаний блеска и, следовательно, фотометрические расстояния до цефеид и звездных скоплений, спиральных рукавов и звездных систем, где они наблюдаются (см. Период-светимость зависимость). Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40% (в отдельных случаях меньше).
Какое расстояние называется угловым
Люди в древности считали, что все звезды располагаются на небесной сфере, которая как единое целое вращается вокруг Земли. Уже более 2.000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположение любого светила на небесной сфере по отношению к другим космическим объектам или наземным ориентирам. Представлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что этой сферы реально не существует.
Понятием небесной сферы пользуются для угловых измерений на небе, для удобства рассуждений о простейших видимых небесных явлениях, для различных расчетов, например вычисления времени восхода и захода светил.
Построим небесную сферу и проведем из ее центра луч по направлению к звезде А.
Там, где этот луч пересечет поверхность сферы, поместим точку А1 изображающую эту звезду. Звезда В будет изображаться точкой В1. Повторив подобную операцию для всех наблюдаемых звезд, мы получим на поверхности сферы изображение звездного неба – звездный глобус. Ясно, что если наблюдатель находится в центре этой воображаемой сферы, то для него направление на сами звезды и на их изображения на сфере будут совпадать.
Для решения многих практических задач расстояния до небесных тел не играют роли, важно лишь их видимое расположение на небе. Угловые измерения не зависят от радиуса сферы. Поэтому, хотя в природе небесной сферы и не существует, но астрономы для изучения видимого расположение светил и явлений, которые можно наблюдать на небе в течении суток или многих месяцев, применяют понятие Небесная сфера. На такую сферу и проецируются звезды, Солнце, Луна, планеты и т.д, отвлекаясь от действительных расстояний до светил и рассматривая лишь угловые расстояние между ними. Расстояния между звездами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере. Эти угловые расстояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и другую звезду, или соответствующими им дугами на поверхности сферы.
Для приближенной оценки угловых расстояний на небе полезно запомнить такие данные: угловое расстояние между двумя крайними звездами ковша Большой Медведицы (α и β) составляет около 5°, а от α Большой Медведицы до α Малой Медведицы (Полярной звезды) – в 5 раз больше – примерно 25°.
Простейшие глазомерные оценки угловых расстояний можно провести также с помощью пальцев вытянутой руки.
Только два светила – Солнце и Луну – мы видим как диски. Угловые диаметры этих дисков почти одинаковы – около 30′ или 0,5°. Угловые размеры планет и звезд значительно меньше, поэтому мы их видим просто как светящиеся точки. Для невооруженного глаза объект не выглядит точкой в том случае, если его угловые размеры превышают 2–3′. Это означает, в частности, что наш глаз различает каждую по отдельности светящуюся точку (звезду) в том случае, если угловое расстояние между ними больше этой величины. Иначе говоря, мы видим объект не точечным лишь в том случае, если расстояние до него превышает его размеры не более чем в 1700 раз.
Отвесная линия Z,Z’, проходящая через глаз наблюдателя (точка С), находящегося в центре небесной сферы, пересекает небесную сферу в точках Z — зенит, Z’ — надир.
Зенит — эта наивысшая точка над головой наблюдателя.
Плоскость, перпендикулярная отвесной линии, называется горизонтальной плоскостью (или плоскостью горизонта).
Математическим горизонтом называется линия пересечения небесной сферы с горизонтальной плоскостью, проходящей через центр небесной сферы.
Невооруженным глазом на всем небе можно видеть примерно 6000 звезд, но мы видим лишь половину из них, потому что другую половину звездного неба закрывает от нас Земля. Движутся ли звезды по небосводу? Оказывается, движутся все и притом одновременно. В этом легко убедиться, наблюдая звездное небо (ориентируясь по определенным предметам).
Вследствие ее вращения вид звездного неба меняется. Одни звезды только еще появляются из-за горизонта (восходят) в восточной его части, другие в это время находятся высоко над головой, а третьи уже скрываются за горизонтом в западной стороне (заходят). При этом нам кажется, что звездное небо вращается как единое целое. Теперь каждому хорошо известно, что вращение небосвода — явление кажущееся, вызванное вращением Земли.
Звезды в течение суток описывают тем большие окружности, чем дальше от Полярной звезды они находятся.
Ось суточного вращения небесной сферы называют осью мира (РР’).
Точки пересечения небесной сферы с осью мира называют полюсами мира (точка Р — северный полюс мира, точка Р’ — южный полюс мира).
Полярная звезда расположена вблизи северного полюса мира. Когда мы смотрим на Полярную звезду, точнее, на неподвижную точку рядом с ней — северный полюс мира, направление нашего взгляда совпадает с осью мира. Южный полюс мира находится в южном полушарии небесной сферы.
Плоскость ЕАWQ, перпендикулярная оси мира РР’ и проходящая через центр небесной сферы, называется плоскостью небесного экватора, а линия пересечения ее с небесной сферой — небесным экватором.
Небесный экватор – линия окружности, полученная от пересечения небесной сферы с плоскостью проходящая через центр небесной сферы перпендикулярно к оси мира.
Небесный экватор делит небесную сферу на два полушария: северное и южное.
Ось мира, полюса мира и небесный экватор аналогичны оси, полюсам и экватору Земли, так как перечисленные названия связаны с видимым вращением небесной сферы, а оно является следствием действительного вращения земного шара.
Плоскость, проходящая через точку зенита Z, центр С небесной сферы и полюс Р мира, называют плоскостью небесного меридиана, а линия пересечения ее с небесной сферой образует линию небесного меридиана.
Небесный меридиан – большой круг небесной сферы, проходящий через зенит Z, полюс мира Р, южный полюс мира Р’, надир Z’
В любом месте Земли плоскость небесного меридиана совпадает с плоскостью географического меридиана этого места.
Полуденная линия NS — это линия пересечения плоскостей меридиана и горизонта. N – точка севера, S – точка юга
Она названа так потому, что в полдень тени от вертикальных предметов падают по этому направлению.
Земля движется по орбите вокруг Солнца. Ось вращения Земли наклонена к плоскости орбиты на угол 66,5°. Вследствие действия сил тяготения со стороны Луны и Солнца ось вращения Земли смещается, в то время как наклон оси к плоскости земной орбиты остается постоянным. Ось Земли как бы скользит по поверхности конуса. (то же происходит с осью у обыкновенного волчка в конце вращения).
Это явление было открыто еще в 125 г. до н. э. греческим астрономом Гиппархом и названо прецессией.
Один оборот земная ось совершает за 25 776 лет – этот период называется платоническим годом. Сейчас вблизи Р – северного полюса мира находится Полярная звезда – α Малой Медведицы. Полярной называется та звезда, которая на сегодняшний день находится вблизи Северного полюса мира. В наше время, примерно с 1100 года, такой звездой является альфа Малой Медведицы – Киносура. Раньше титул Полярной поочередно присваивался π, η и τ Геркулеса, звездам Тубан и Кохаб. Римляне вовсе не имели Полярной звезды, а Кохаб и Киносуру (α Малой Медведицы) называли Стражами.
На начало нашего летоисчисление – полюс мира был вблизи α Дракона – 2000 лет назад. В 2100 г полюс мира будет всего в 28′ от Полярной звезды – сейчас в 44′. В 3200г полярным станет созвездие Цефей. В 14000 г – полярной будет Вега (α Лиры).
Как найти в небе Полярную звезду?
Чтобы найти Полярную звезду, нужно через звезды Большой Медведицы (первые 2 звезды «ковша») мысленно провести прямую линию и отсчитать по ней 5 расстояний между этими звездами. В этом месте рядом с прямой мы увидим звезду, почти одинаковую по яркости со звездами «ковша» – это и есть Полярная звезда.
В созвездии, которое нередко называют Малый Ковш, Полярная звезда является самой яркой. Но так же, как и большинство звезд ковша Большой Медведицы, Полярная — звезда второй величины.
А вот так выглядит звездное небо на 15 сентября, 21 час.
Летний (летне-осенний) треугольник = звезда Вега (α Лиры, 25,3 св. лет), звезда Денеб (α Лебедя, 3230 св. лет), звезда Альтаир (α Орла, 16,8 св. лет)
Чтобы отыскать на небе светило, надо указать, в какой стороне горизонта и как высоко над ним оно находится. С этой целью используется система горизонтальных координат – азимут и высота. Для наблюдателя, находящегося в любой точке Земли, нетрудно определить вертикальное и горизонтальное направления.
Первое из них определяется с помощью отвеса и изображается на чертеже отвесной линией ZZ’, проходящей через центр сферы (точку О).
Точка Z, расположенная прямо над головой наблюдателя, называется зенитом.
Плоскость, которая проходит через центр сферы перпендикулярно отвесной линии, образует при пересечении со сферой окружность – истинный, или математический, горизонт.
Высота светила отсчитывается по окружности, проходящей через зенит и светило, и выражается длиной дуги этой окружности от горизонта до светила. Эту дугу и соответствующий ей угол принято обозначать буквой h.
Высота светила, которое находится в зените, равна 90°, на горизонте – 0°.
Положение светила относительно сторон горизонта указывает его вторая координата – азимут, обозначаемый буквой А. Азимут отсчитывается от точки юга в направлении движения часовой стрелки, так что азимут точки юга равен 0°, точки запада – 90° и т. д.
Горизонтальные координаты светил измеряют для определения времени или географических координат различных пунктов на Земле. На практике, например в геодезии, высоту и азимут измеряют специальными угломерными оптическими приборами – теодолитами.
Чтобы создать звездную карту, изображающую созвездия на плоскости, надо знать координаты звезд. Для этого нужно выбрать такую систему координат, которая вращалась бы вместе со звездным небом. Для указания положения светил на небе используют систему координат, аналогичную той, которая используется в географии, — систему экваториальных координат.
Географическая широта — это угловое расстояние пункта от земного экватора. Географическая широта (φ) отсчитывается по меридианам от экватора к полюсам Земли.
Долгота — угол между плоскостью меридиана данного пункта и плоскостью начального меридиана. Географическая долгота (λ) отсчитывается вдоль экватора от начального (Гринвичского) меридиана.
Так, например, Москва имеет следующие координаты: 37°30′ восточной долготы и 55°45′ северной широты.
Введем систему экваториальных координат, которая указывает положение светил на небесной сфере относительно друг друга.
Склонение — угловое расстояние светил от небесного экватора. Склонение обозначают буквой δ. В северном полушарии склонения считают положительными, в южном — отрицательными.
Вторая координата, которая указывает положение светила на небе, аналогична географической долготе. Эта координата называется прямым восхождением. Прямое восхождение отсчитывается по небесному экватору от точки весеннего равноденствия γ, в которой Солнце ежегодно бывает 21 марта (в день весеннего равноденствия). Оно отсчитывается от точки весеннего равноденствия γ против часовой стрелки, т. е. навстречу суточному вращению неба. Поэтому светила восходят (и заходят) в порядке возрастания их прямого восхождения.
Прямое восхождение — угол между плоскостью полукруга, проведенного из полюса мира через светило (круга склонения), и плоскостью полукруга, проведенного из полюса мира через лежащую на экваторе точку весеннего равноденствия (начального круга склонений). Прямое восхождение обозначается буквой α
Склонение и прямое восхождение (δ, α) называют экваториальными координатами.
Склонение и прямое восхождение удобно выражать не в градусах, а в единицах времени. Учитывая, что Земля делает один оборот за 24 ч, получаем:
360° — 24 ч, 1 ° — 4 мин;
15° — 1 ч, 15′ —1 мин, 15″ — 1 с.
Следовательно, прямое восхождение, равное, например, 12 ч, составляет 180°, а 7 ч 40 мин соответствует 115°.
Если не нужна особая точность, то небесные координаты для звезд можно считать неизменными. При суточном вращении звездного неба вращается и точка весеннего равноденствия. Поэтому положения звезд относительно экватора и точки весеннего равноденствия не зависят ни от времени суток, ни от положения наблюдателя на Земле.
Экваториальная система координат изображена на подвижной карте звездного неба.