Астронет - Сферична астрономія
Під час визначення небесної сфери говорилося, що центром сфери є око спостерігача. Небесна сфера з центром на поверхні Землі називається топоцентричною. Якщо гіпотетичного спостерігача помістити в центр Землі, то така система координат називаєтьсягеоцентричної, якщо в центр Сонця, тогеліоцентричноїі, якщо центр небесної сфери поміщений у центр тяжкості сонячної системи, тобарицентричної.
При переміщенні спостерігача поверхнею Землі змінюється положення центру сфери, отже, координати небесних тіл також змінюватимуться. Для того, щоб порівняти положення небесних тіл, одержаних спостерігачами з різних точок на поверхні Землі, потрібно привести ці положення до однієї системи координат. Оскільки прийнята МАС система ICRS має початок у барицентрі сонячної системи, перетворення координат небесних тіл з топоцентричної в барицентрическую систему і є однією з головних завдань сферичної астрономії. При цьому необхідно враховувати різний перебіг часу в різних системах відліку, і, перш за все, визначити шкали часу, що використовуються (глава 5).
Кожна з точок (центр Землі, центр Сонця або баріцентр сонячної системи) може бути початком екваторіальної, екліптичної, галактичної та інших систем координат. Перетворення координат небесного тіла між різними системами виконується у два етапи: спочатку за допомогою обертань координатні осі однієї із систем повертаються таким чином, щоб вони стали паралельні осям другої системи (метод обчислення матриці обертання викладено у попередньому розділі); на другому етапі враховується зміна координат та проміжків часу через ефекти загальної теорії відносності. Крім цього має бути враховано зміну положень небесних тіл під час переходувід однієї системи координат до іншої, що виникає через ефекти аберації, паралактичного зміщення, відхилення променів у полі тяжкості Сонця, планет та інших причин. Ці ефекти обговорюватимуться у розділі 6.
Для чого вводиться така велика кількість систем відліку? Вище вже говорилося, що потрібна лише одна система, до якої необхідно привести всі спостереження небесних тіл для вивчення їхнього руху. Нагадаємо, що наразі – це Міжнародна небесна система відліку (ICRS).
З історії астрономії відомо, що протягом років такою системою була геоцентрична система (система Птолемея), яка через обертання Землі була інерційною. Перехід від геоцентричної системи до геліоцентричної системи Коперника призвів не лише до відкриття закону тяжіння Ньютоном та законів обігу планет Кеплером. Геліоцентрична система була першою інерційною (точніше квазіінерціальною) системою відліку в астрономії, в якій виконуються закони Ньютона. Перехід від геліоцентричної системи відліку до барицентричної системи, осі якої були фіксовані по відношенню до зірок, а з 1998 по відношенню до позагалактичних компактних радіоджерел, відображає не тільки прогрес методів спостережень, а й точність практичної реалізації інерційної системи координат.
Таким чином, щоб перетворити спостереження до барицентричної системи відліку, необхідно 1) знати положення спостерігача та перебіг годинника щодо центру Землі; 2) обчислити положення центру Землі щодо барицентру сонячної системи та перетворити показання годинника до барицентричної системи; 3) визначити орієнтацію геоцентричної системи координат щодо барицентричної. Кожне із цих завдань вирішується різними методами. Перше завдання є завданням геодезії та геодинаміки;вимірювання швидкості обертання Землі, і навіть визначення орієнтації осей, що з Землею, у просторі - це завдання Міжнародної служби обертання Землі; Нині на вирішення завдань: визначення координат пунктів лежить на поверхні Землі, параметрів орієнтації Землі широко використовуються космічні навігаційні системи, радіоінтерферометри. Визначення положення центру Землі щодо барицентру сонячної системи (обчислення ефемерид) – це завдання небесної механіки.
У наступних параграфах ми розглянемо питання, пов'язані з визначенням та побудовою земної системи координат.>