Справочное руководство по небесной механике и астродинамике. Под редакцией Г.Н. Дубошина (564382), страница 28
Текст из файла (страница 28)
стр. 160, 161). 154 Ч Е СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ 1» З.ОЗ Прямые восхождения звезд при определениях времени берутся из фундаментальных каталогов звездных положений с учетом движения точки весеннего равноденствия (9 2.26). По решению Х! Генеральной ассамблеи МАС (Беркли, США; 1961) для этой цели рекомендован «Т)те Еопг!11 Еппбагпеп1а! Са1а!ояце» (ЕК4). При определении звездного времени, кроме прецессии и нутации точки весеннего равноденствия, учитывают также изменение положения плоскости местного меридиана вследствие движения полюсов Земли и короткопериодических неравенств в угловой скорости ее вращения.
Период вращения Земли в эфемеридных секундах можно представить формулой Р = 8616 ~,10087 + 0',001635 Т + 1,816 ЛВ, где Т вЂ” время в юлианских столетиях по 36525 эфемеридных суток от эпохи 1900, янв. 0,5 ЕТ, ЛВ" — суточное изменение флуктуации долготы Луны В", входящей в выражение редукции ЛТ для перехода от всемирного времени 1)Т к эфемерид- ному ЕТ: ЛТ=+ 24',349+ 72',318 Т+ 29',950 Т + 1,82144 В (см. й 3.06). Из-за прецессии средние звездные сутки продолжительностью в 24" среднего звездного времени на 0',0084 короче действительного периода вращения Земли.
Истинные звездные сутки отличаются от периода вращения Земли на переменную величину, зависящую от нутации земной оси вращения. Истинное звездное время из-за своей неравномерности непригодно для измерения промежутков времени и применяется только для определения моментов времени (эпох). Выражение часового угла истиннои точки весеннего равноденствия (1 „, относительно мгновенного местного меридиана можно представить в виде в=зг+ ~ ай+ р сов вв — а+Лф созе, — — ЛфЛЕЕ!паг — Л!+61, ! 2 И (1.3.02) где ! — равномерно меняющееся время ньютоновой механики„ (р соз ае — и) — Общая прецессия по прямому восхождению, ( 1 Лф сов е, — — Лф Лез!Иег) — нутация по прямому восхождению, 2 ( — Л!+ д!) — изменение положения плоскости местного меридиана из-за движения полюсов и изменения направления верти- ГЛ. З. ВРЯМЯ И ЯГО ИЗМН ЯНИЯ З з.и1 кали, ар — средний наклон эклиптики в фундаментальную эпоху 1900, янв.
0,5, ер — средний наклон эклиптики даты. Истинное солнечное время (о) — часовой угол центра истинного Солнца относительно местного меридиана с долготой 1 от Гринича, измененный на 12". Среднее солнечное время (т) — часовой угол центра сред- нега экваториального Солнца относительно местного меридиана с долготой 1 от Гринича, измененный на 12". Разность Е = и — т называется уравнением времени и выражается приближенным равенством Е= 460'з1п д — 592' з)п 2 (Г+ д), где й' — средняя аномалия истинного Солнца, à — средняя долгота перигея солнечной орбиты. График уравнения времени Е представлен на рис.
57. Значение величины «уравнение времени Е + 12ь» на начало каждых суток года приводится в астрономических ежегодниках. ем ЯУ7 Рне. Зу, Графин уравнения аренени. Всемирное время (М) — это местное среднее солнечное время на гриничском меридиане. Соответствующая система измерения времени — система всемирного времени, обозначаемая 1)Т (1)П)ЧЕГЗа1 ТППС) [ИЛИ Т() (ТЕгнрэ 1.1П177ЕГЗЕ1), ИЛИ %Х (Т«7ЕИгЕ11)1 применяется для фиксации моментов наблюдения небесных объектов и астрономических явлений и до 1960 г, применялась как система основного аргумента всех астрономических эфемерид. Астрономические эфемериды после 1960 г. публикуются по 1ББ ч.
с сФеРическАя и ЭФемеРиднАя АстРОномия 1Э злз аргументу «эфемеридное время», за исключением эфемерид для физических наблюдений Солнца, Луны и планет. Необходимо иметь в виду, что аргумент основных эфемерид Солнца и планет, основанных на гравитационных теориях движения, выражен как до, так и после 1960 г.
фактически в системе эфемерид- ного времени, так как в этом случае старое название аргумента «всемирное время» лишь формально заменено новым названием «эфемерпдное время».[См. 3 3.05.) До 1 января 1925 г. астрономическая система счета времени обозначалась ОМТ (Огеепл»!с!1 Меап Т!гпе) и означала время в средних солнечных сутках, которое отсчитывалось от среднего гриничского полудня соответствующей даты, начинавшейся по гражданскому счету времени в среднюю гриничскую полночь, т. е. на 12" раньше. После 1 января 1925 г.
в астрономической практике повсеместно введена система гражданского счета времени, обозначаемая теперь через !)Т. Обозначение !)Т всегда относится к времени, Отсчитываемому от средней гриничской полуночи, даже для моментов времени и дат до !925 г. Для юлианской системы сплошного счета суток прежний принцип счета суток от средне~о гриничского полудня, следую;цего за гриничской полуночью, определяющей момент начала рассматриваемой календарной даты, сохранился и после ! января 1925 г. Таким образо»1, до 1 января 1925 г. о = !о, после 1 января 1925 г. о = !2" + !Ф, где !о — часовой угол центра истинного Солнца. 3 3.03.
Квазнравномерное всемирное время Неравномерность суточного вращения Земли обусловливает неравномерность системы (нли шкалы) всемирного времени !)Т. Поэтому все численные выражения, определяющие звездное и всемирное время, долязны содержать члены, учитывающие неравномерность вращения Земли. Неравномерность суточного вращения Земли вызвана следующими причинами: 1. Непредвидимым изменением положения оси вращения Земли, проявляющимся как движение земных полюсов.
Оно носит неправильный характер и может быть определено по данным наблюдений Международной службы движения полюсов Земли !МСДП), ранее называвшейся Международной службой широт. ГЛ. 3. ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ $3.0М ПТ! = ()ТО+ ЛХ, 1)Т2 = НТ! + ЛТ, = 1)ТО + М + Л Т,. (1.3.03) 1. 2. ПТ2 — квазиравномерное всемирное время представляет наилучшее возможное приближение к равномерной шкале времени, которое можно получить из наблюдений суточных движений звезд. Поправки ЛХ и ЛТ, систематически публикуются в циркулярах С!гсп1а(гез бп Впгеап бе ГНепге и годовых отчетах Каррог13 Апппе)з, издаваемых Международным Бюро времени, для редукции моментов подачи радиосигналов времени к шкале 11Т2.
Радиосигналы в системе всемирного времени 1)Т2 немедленно дают относительно равномерную временную шкалу, пригодную для практических применений на промежутках времени до одного года. Однако для получения абсолютно равномерной шкалы времени необходимо перейти к системе зфемеридного времени (Я 3.05 и 3.06). $ 3.04. Связь между всемирным временем и звездным грнничским временем Если местное среднее солнечное время и местное звездное время на меридиане места наблюдения с долготой 1 от Гринича суть соответственно ш и 3, то всемирное время М и гриничское звездное время 3 в этот же физический момент времени определяются формулами А4=т+1, Я=а+1, (1.3.01) где долготу 1 считают положительной к западу от Гринича.
2. Сезонными вариациями угловой скорости вращения Земли, обусловленными метеорологическими причинами и повторяющимися более или менее регулярно из года в год. 3. Вековым замедлением вращения. обусловленным рассеянием энергии вращательного движения Земли из-за приливного трения. 4, Флуктуациями в угловой скорости вращения Земли, связанными, по-видимому, с солнечной активностью. Из наблюдений непосредственно получается всемирное время () ТО.
Обсерватории, объединенные в МСДП, определяют две поправки: ЛХ вЂ” поправку к 1!ТО, обусловленную отклонением мгновенного полюса относительно среднего положения, и ЛТ,— поправку, вызванную сезонными вариациями, вычисляемую путем экстраполяции прежних наблюдений, Таким образом, получаются еще две системы всемирного времени: 188 Ч. Ь СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ 1$ х04 Всемирное время М и гриничское звездное время В связаны следующим соотношением: 5=12" + М+ а(М) + А1„ (1.3.05) где А' — нутация по прямому восхождению, а(М) — прямое восхождение среднего экваториального Солнца.
Прямое восхождение среднего экваториального Солнца, отсчитываемое от средней точки весеннего равноденствия рассматриваемой даты ! = 1о + М, определяется формулой а (М) = 18" 38 45',836 + 236',55536049 (д + М) + 0',0929 ( 88888 ), (1.3.06) в которой Ы вЂ” число суток от эпохи 1900, янв. О, 12ь (Лл 2415020,0) до гриничской полуночи — момента начала рассматриваемой даты 10(14л(40)). Если ввести истинноеввездное время в Оь ()Т (в гриничскую полночь), Бо, определяемое соотношением 80=6 38 45',836+ 8640184',542 Т+ 0',0929 Т + Аг,= = 6" 38 45',836 + 236',55536049 44 + 0',0929 Т + У„(1.3.07) то истинное звездное время О в момент М всемирного времени равно 5=50+ М+ рм, (1.3,08) где 14 = 0,0027379093 — редукция среднего времени к звездному.
При отбрасывании полной нутации в прямом восхождении АГ« = — (Аф + аор) соз а ! соотношение (1.3.07) определяет среднее звездное врелоя 50 в 0" 1)Т, при исключении из рассмотрения короткопериодической 1 части нутации по прямому восхождению — 4(ф созв формула (1.3.07) определяет квазиистинное звездное время в 0" ()Т. В соответствии с этим формула (1.3.08) определит либо среднее звездное время 3 , либо квазиистинное звездное время 3 в момент М всемирного времени.
Величины истинного звездного времени 50 и среднего звездного времени 3Ф~ в 0" 1)Т публикуются в «Астрономическом Ежегоднике СССР» вместе со значениями нутации по прямому восхождению. ГЛ. 3. ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ $ зля 169 Для вычисления среднего звездного времени 3 в 0 !ХТ о ь можно воспользоваться также формулами Я~ = 99,6909833 + 36000,76892500 Т + 0,3870833 ° 10 з Тт = = 99,6909833 + 0,985647335375сХ + 0,3870833 10 з Та= =0',276919398 + 100,002!359028 Т + 0',!075231 10 ' Т' = 0',2769!9398 + 0',00273790926493 сХ + 0',107523! ° 10 ~ Т~, (! .3.09) в которых д = Л)(Хо) †.
ЛЭ 2415020*0 Т = И/36525 Если в качестве основной эпохи выбрать дату 1950, янв. 1,0= =Л1 2433282,5, то среднее звездное время Я„ в 0"1/Т можно вычислить по формулам Я,'„ = 6" 40 18',!30 + 8640184',635 Т + 0',0929 Т = 6 40 18',130 + 236',5553630039Н + 0*,0929 Т 100,0755417 + 36000,769312083 Т + 0,387083 10 з Т = 100,0755417 + 0,98564734598 сХ + 0,337083 1О з Т = 0',2779876158 + 100",002136978009 Т + 0',!075231 ° 10 ' Т = = 0",2779876158 + 0',0027379092944 сХ + 0',1075231 10 ~ Т , (1.3.!0) в которых сХ = ЛЭ (Хю) — ЛЭ 2433282 5, Т = И /36525 При отсчете времени от неподвижной точки весеннего равноденствия Тжеке стандартной эпохи !950,0 для вычисления звездного среднего времени Я в О 1/Т можно применить формулы о ь Я„= 6" 40 + 8639877',302 Т, — 0',0002 Т~~ —— =6" 40 + 236',5469487064сХ~ — 0,0002 Т1 = = 100 + 35999,488756250 Т, — 0,83333 ° 1О ~ Т~~ = 100 + 0,9856122862770, — 0,83333 ° !О Т~~ = = 0',2777777778 + 99',99857987847 Т, — О',23!48 = 0',2777777778 + 0',0027378119063сХ, — 0',23148 !О Ть (1.3.!1) где гХ1 = Л)(Хе) — ЛР 2433282,4234, Т~ = Н1/36525.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
