Справочное руководство по небесной механике и астродинамике. Под редакцией Г.Н. Дубошина (564382), страница 26
Текст из файла (страница 26)
Фундаментальные каталоги предназначены для того, чтобы систематические (и случайные) ошибки положений звезд были сведены к минимуму. Соответствующая система данных называется нормальной, или фундаментальной системой каталога. В настоящее время основными являются фундаментальные системы каталогов Ньюкома (СЕ!а!Оипе о1 Гппдагпеп(а! 51агз !ог ЬЬе Еросйз !875,0 апг! 1900,0 йедпсед 1о ап АЬзо!п(е 5уз1егп, Аз(гоп. Рар. Уо!.
У!!1, !898), Ауверса (Еппйагпеп1Е1-Са1а!Оа !йг 6!е ХопепЬеоЬЕСЬ(ппцеп агп пбгдВсЬеп Н!пппе! !йг д!е ЕросЬе гл. в. гедгкционныв вычисления $ в.еп 1875,0, Рцй!. бег Аз1г. Оез. Х1Ч, !879) и Босса (Оепега! Са1а!опце о! 33324 51агз Еог Гпе Ерос)в 1950,0, !937). Положения и собственные движения звезд в «Астрономическом Ежегоднике СССР» даны в системе каталога РК4 (Роцг1)в Гцпбагпеп1а! Са1а!опце), полученного в Астрономическом вычислительном институте в Гейдельберге (ФРГ) в результате переработки каталога ЕКЗ (Ог!11ег Рцпдатеп1а!!ва(а!од без ВАЛ); этот каталог содержит средние места и собственные движения !535 звезд на эпохи 1950,0 и 1975,0.
Основные формулы редукций звездных положений даны в самих каталогах. Для редукции фотографических наблюдений небесных объектов можно воспользоваться каталогами Астрономической обсерватории Йельского университета (Йельские каталоги, публикуемые И. Барней в ТгапзасВопз о! Гпе Аэ(г. ОЬз. Уа!е Пп!ч.), охватывающими зону по б от +60' до — 30'. В 1959 г. для целей обработки наблюдений искусственных спутников Земли в Смитсонианской астрофнзической обсерватории был создан каталог положении и собственных движений 258 997 звезд (Т!ве ЯАО 51аг Са1а!оц, 5АО 5рес!а! азерот!, Яо. 151!. 9 2.27. Геоцентрические координаты нуль-пункта селеиографической системы отсчета При решении астродинамических задач, связанных с Луной, часто возникает необходимость определения координат начала селенографической системы отсчета в геоэкваториальной (либо эклиптической) системе. Такую задачу можно рассматривать как более частный случай задачи о предвычислении на любой момент времени положений точек лунной поверхности в геоцентрической системе координат заданной фундаментальной эпохи и равноденствия.
При пользовании «Астрономическим Ежегодником СССР» геоцентрнческие эклнптаческие прямоугольные координаты Хе, Уе, Яе точки !г на лунной поверхности, отнесенные к эклиптике и равноденствию стандартной эпохи То, можно вычислить на основе эфемериды видимых координат Луны а', Ь', з!и и' даты Т по следующим формулам: ~1=" Хе ) гго — Р (ег,) Р ( — ег) г (Лфе) Р (ег + Л а,) г (ьо) 9 ( — 6) Х в1п пк г' сов ав сов ос )с'г(а) в|п «гсов ВС + р(е,) г(ьв) ц(--6) г(г) р( — в )~ уе в!п Ве пе 7 146 ч.
е сФеРическАя и эФемеРиднАя АстРОномия н ххв где Е хе 1 <~1 ае ~ = г ( — И вЂ” а) р (7 + р) г (180е — (( — т + И + о) ~ $ ~, хе н а Ь, $, и означают селенографические прямоугольные коорди- наты точки )г, Определяемые соотношениями — ях Мп Асов й В геозкваториальной системе отсчета соответствующие коорди- наты точки ет' вычисляются по формулам ( Х 1~ге~ 3 = — ' р ег)г(бфе)р((ег+Ье,))РДо))й1 — В))г(а Х е 5!и ит ссх яд ссе 64 Х "" се~ ссе 6Х + г (~т) г( ( — 0) г (г) ~ Р хы бс х) где х1 ('~) Р ~ = Р ( — ет) г ( — И вЂ” а) Р (7 + Р) г (180е + И + а — С вЂ” т) ~ е ~ .
х ч Заметим, что в зти формулы входят истинные координаты Луны сся,бх, з(пи на дату Т, которые получаются из видимых координат путем прибавления к ним поправок за аберрацию, вычисляемых как произведения скорости изменения соответствующих координат на аберрационный промежуток т.
Символом е„ обозначено значение среднего наклона эклиптики к экватору в эпоху Т. Чтобы найти координаты нуль-пункта селенографических координат, достаточно в предыдущих формулах положить (74) =Лх о й 2.28. Вычисление топоцеитрических расстояний до точек лунной поверхности В случаях подготовки эфемерид для проведения сеансов радиолокации или светолокации (лазерной локации) Луны из наьемных пунктов необходимо вычислять топоцентрические значения расстояний От данной обсерватории О до точки лунной поверхности )с с определенными селенографическими координа- гл, а редгкционные вычисления 147 тами Яс, !с, р.
Для этой цели можно применить следующие формулы (7б1. Селеноцентрические геоэкваториальные координаты точки !с, отнесенные к истинному равноденствию и экватору даты Т, вычисляются при помощи следующих соотношений: х1 У ~ = йв р ( — а) г ( — вв — о — бф,) р (1+ р) Х 2 Г совр!сов р1 у г(18п' гг с+о+ о+ Аф,) в!пх сов р в!п р Чтобы определить соответствующие геоцентрические экваториальные координаты Х, У, й точки !с, необходимо к координатам х, у, г прибавить геоцентрические экваториальные координаты Луны х, ук, ек, вычисляемые на основе эфемериды видимых сферических лунных координат а , Ь , э!п и,: у ов в!и а~ сов а~ т. е. У+У~ Если известны геоцентрические координаты ро, !р', ! обсерватории О, то ее прямоугольные координаты хо, уо, го определяются формулами хо ~ соввсоыр'1 Уо = ро ~ в!п в сов <р' в!и Ч~' о где з — истинное местное звездное время.
Таким образом, окон- чательно находим и искомое топоцентрическое расстояние Р вычисляем как Р = (Х'+ У'-1-.2в) '. 148 ч. ь сфеРическАя и эФемеРиднхя АстРОномиЯ [2 2.22 Предыдушие формулы могут быть с успехом применены и к вычислению геоцентрических сферических геоэкваториальных координат точек лунной поверхности, например, лунного кра- тера Мбе!!пн А.
Действительно, У е!п ОВ = —, В~ ' г в!и Ь,= —, 0' где О, = (ХВ+ У'!'ь = !О — г 1'*. В случае кратера моэ!!пн А 17е = 1739,5 км. Синус параллакса кратера Мое!!пд А вычисляется по формуле е!пр, = —,.',, а,= 6378,160 км, если 0 вырамсено в километрах. Глава 3 ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ Исторически в современной астрономии сложились три системы измерения времени, из которых две — всемирное время и звездное время — связаны с вращением Земли вокруг оси, а система эфемеридного времени основана на движении Земли, Луны и планет Солнечной системы по их орбитам (гелкоцентрическим в случае планет и геоцентрической для Луны). Кроме того, в настоящее время введена система атомного времени, основанная на электромагнитных колебаниях, поглощаемых или излучаемых при квантовых переходах атомов (и молекул) на различные энергетические уровни, например, цезия или водорода. Все этн вопросы н рассматриваются в настоящей главе.
$3.01. Основные понятия и определения Естественными единицами измерения звездного времени и солнечного времени являются соответственно звездные сутки и истинные солнечные сутки. Течение звездного времени определяется суточным движением по небесной сфере звезд или точки весеннего равноденствия; за точку, определяющу|о своим суточным движением по небесной сфере истинное солнечное время, принимают центр видимого диска Солнца. Однако на практике применение истинного солнечного времени затруднено тем, что изменения часового угла центра истинного Солнца непропорциональны углам поворота Земли нокруг оси, так как Солнце движется не по экватору, а по эклиптике, и притом неравномерно.
Поэтому вводят среднее экваториальное Солнце — фиктивную точку, равномерно движущуюся по экватору таким образом. чтобы в иаждый моиент времени 1 ее прямое восхождение А было равно средней долготе Солнца Л, т. е. чтобы было А = Ц, + п(à — (,), где Ео— средняя долгота Солнца в начальную эпоху г,. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациямн точки весеннего равноденствия Г на одном и том же меридиане называется звездными сутками. 100 ч.
1. сФЕРическАя и эФемеРидндя АстРономия 14 3.01 В зависимости от того, какую точку весеннего равноденствия рассматривают — истинную (уч итывается и р ецесс ия и полная нута ция ), квазиистинную (пр ецесси я + долгопер иоди ческая иутация ) ил и ср еднюю (только п р ецессия ) — различают истинные, квазиисгинны е ил и средние звездные сутки . Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями истинного (среднего экваториального) Солнца на одном и том же меридиане называется истин- ныли (средними) сутками.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
