Справочное руководство по небесной механике и астродинамике. Под редакцией Г.Н. Дубошина (564382), страница 29
Текст из файла (страница 29)
!66 Ч. Е СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ н 3.04 Если достаточно знать время с точностью до +-0',013 (~0',00006), то истинное гриничское звездное время 8 можно вычислить по формуле Я = 100,0755417 + 360,98564734598 е( + 0,387083 1О Т вЂ” 4,3)39 ° 10 з(п (12,11279 — 0,052954 И ) + + 0,0532 ° 1О з!п 2 (12,11279 — 0,052954 д )— — 0,519 ° 1О з!и 2 (64,37545 + 13,176396 е( )— — 0,3244 ° 10 ебп 2 (280,08122 + 0,985647 Н ). (1.3.12) Если задано гриничское (среднее или истинное) время 8, то соответствующее всемирное время М определяется по формуле М= 8 8о т(8 8о) (1.3.13) где т = 0,0027304336 — редукция звездного времени к среднему солнечному.
Из формул (1.3.04) непосредственно следуют соотношения между местным средним временем т и местным звездным временем з на меридиане с долготой 1 от Гринича: з = 8о + т + р (т + 1), т = з Оо т (з Оо+ 1). Вычисление редукций р(т + 1) и т (з — Яо+ 1) производится при помощи специальных таблиц (см. на стр. 161). Перевод среднего времени в звездное и наоборот.
Так как тропический год содержит 365,242!9879 сред. соли, суток= 366,24219879 звездн. суток, то средние солнечные сутки = (1 + р) звездн. суток, где ! ззз яое ! 9з7в 0,00273' 93. Поэтому 1 средние сутки = 24 03 56'.55536 звездного времени, 1 средний час = 1 00 09',85647 » » 1 средняя минута = 1 00',16427 » » 1 средняя секунда = 1',00274 » » Любой промежуток т среднего времени между двумя физическими моментами 1я и 11 (1, ~ ~1,) в одной и той же временной гп. з. агемя и его измегениз 4 зля !б! системе содержит т(1+ и) единиц звездного времени, составляющнх промежуток з звездного времени между теми же физическими моментами времени !» и !и т.
е. з = (1 + р) гп. (1.3.14з Обратные соотношения дают 1 средние звездные сутки = (1 — т) среди. солнечн. суток, где ! збб 24з1збтз = Оэ0027304336 Поэтому 1 звездные сутки=23" 56 04',09054 среднего времени, 1 звездный час = 59 50',17044» » ! звездная минута = 59',83617 » » 1 звездная секунда = 0',99727 » » Таким образом, гп=(1 — т) з.
(1.3.15) Промежуток щ среднего времени (з звездного времени) равен промежутку в пг единиц звездного времени (з единиц среднего времени) плюс (минус) редукция !ип(тз). Величина редукции ргп(тз) дается в таблицах 11а — ПЬ, П1а — П1Ь перевода среднего времени в звездное (и обратно), публикуемых в «Астрономическом Ежегоднике СССР». й 3.05. Эфемеридное время Неравномерность шкалы всемирного времени привела к необходимости введения новой временной шкалы, определяемой орбитальными движениями тел Солнечной системы и представляющей шкалу изменения независимой переменной дифференциальных уравнений ньютоновой механики, положенных в основу теорий движения этих небесных тел. Для удобства рассматривается геоцентрическое движение Солнца, а в качестве основного параметра, определяющего новую равномерную временную шкалу, берется долгота Солнца Т., отнесенная к среднему равноденствию даты. Эта новая временнйя шкала получила название шкалы эфемеридного времени. Согласно теории движения Земли Ньюкома определяющий параметр имеет следующее выражение: Т.
= 279' 41' 48",04 + 129602768", 13 Т + !",089 Тз + И.. (1.3,! 6) Здесь Т измеряется в юлианских столетиях по 36525 эфемеридных суток и отсчитывается от эпохи 1900, янв. О, 12ь ЕТ, ХТ.р б под ред. Г, н, Дтг«мида 162 ч. е сФеРическАЯ и эФемеРнднАя АстРонол!Ня !4 э.ье означает совокупность периодических возмущений средней долготы. Эпоха 1900, янв. 0„5 ЕТ выбрана в качестве нуль-пункта шкалы эфемеридного времени и соответствует моменту эфемеридного времени вблизи начала календарного года 1900, когда средняя геометрическая долгота Солнца, отнесенная к среднему равноденствию даты, была равна 279' 41148",04. Основной единицей измерения эфемеридного времени является тропический год в фундаментальную эпоху !900, янв.
0,5 ЕТ продолжительностью в 365,242!9879 эфемеридных суток. Мера этой единицы времени определяется числовым коэффициентом при Т в формуле (1.3.16). Поэтому тропический год в фундаментальную эпоху 1900, янв., 0,5 ЕТ содержит 31556925,9747 эфемеридных секунд. В соответствии с этим в 1956 г. было установлено следующее определение эфемеридной секунды. Секунда есть 1/31556925,9747 часть тропического года в фундаментальную эпоху 1900, янв.
0,12" эфемеридного времени. Система эфемеридного времени обозначается через ЕТ (Ер)!етег(з Т1гпе); соответствующие юлианские даты сопровождаются обозначением ЛЕВ (Лп)!ап ЕрЬетег!з Оа1е). Эфемеридный меридиан. Эфемеридный меридиан занимает в пространстве такое положение, которое занимал бы гриничский меридиан при условии равномерного вращения Земли с угловой скоростью, соответствующей определению эфемеридного времени, а именно, один полный оборот за одни эфемеридные сутки. Эфемерндный меридиан проходит восточнее гриничского меридиана на угловом расстоянии 1,002738 ...
ЛТ, где бТ = ЕТ вЂ” ()Т (1.3.17) — поправка за эфемеридное время. С эфемеридным меридианом связываются эфемеридная долгота 1' и эфемеридный часовой угол 1*. Поэтому все вычисления, связанные с астрономическими явлениями, зависящими от вращения Земли, выполняются в системе эфемеридного времени относительно эфемеридного меридиана, подобно тому как это имело место в случае системы всемирного времени относительно гриничского меридиана. Необходимо всегда иметь в виду, что введение системы эфемеридного времени не внесло никаких изменений ни в измерение, ни в определение всемирного времени, Поэтому в формуле прямого восхождения среднего Солнца ао аргумент Т может быть выражен как в системе всемирного времени, так и в системе эфемеридного времени, и во втором случае эта формула определит прямое восхождение среднего эфемеридного Солнца 1ВЗ ГЛ.
3. ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ $ э.ря орвмея- Гринич- Млгтиый райн.ры" снсй .ччиииреиин ,еирюриерн ляриеивич 8 О О .,ра т т йи Г Гс(ЛМ нтсйооиа=И АГ У 1 Рие. Ои. Звевдиое время, всемириов время, вфемеридиое время. Таким образом, между тремя системами измерения времени — всемирного времени 1)Т, звездного времени о и эфемеридного времени ЕТ вЂ” имеют место следующие соотношения (рис. 58)с ав а —,е для Оь ЕТ; соответствующая формула для оо определит, таов ким образом, в этом случае эфемеридное звездное время Я в Оь ЕТ (в эфемеридную полночь), Введение эфемеридного меридиана позволяет сформулировать следующие точные определения; 1) эфемеридиое время есть часовой угол эфемеридного среднего Солнца относительно эфемеридного меридиана, измененный на 12"; 2) всемирное время, или гриничское среднее время, есть часовой угол среднего Солнца относительно гриничского меридиана, измененный на 12"; 3) эфемеридное звездное время есть часовой угол точки весеннего равноденствия относительно эфемеридного меридиана; 4) гриничское звездное время есть часовой угол точки весеннего равноденствия относительно гриничского меридиана.
Эфемерядное время ВТ= ОТ+ АТ=М' М+ДТ (Относительно поправки ЬТ за эфемернднае время см. й 3.06.) Эфемернднае звездное время В = 12" + М + а (М ) = в - Во+ (1+ р) М Часовой угол среднего эфемериднога Солнца относительно эфемернднаго меридиана Т О,Ф Т =!2" + ЕТ =12" + М О Ф = В' — а (М') О Всемирное время ОТ=М Гриничскае звездное время В=!2" +М+а (М)=Вю+(1+р)М О Часовой угол среднего Солнца Т относительно грнничскаго мери- О диана Т 12 +М=  — а (М) О О Эфемерилный часовой угол све. тила с каординатамн а, 6 Т" = В* — а Гриннчскяй часовой угол светила с координатами а, 6 Т =  — а Местный часовой угол светила 1' = В' — а — !' = Т' — 1; Местный часовой угол светила 1= — а — ! Т вЂ” 1, !'=!+(!+Я) АТ. При кульминации на эфемеридном меридиане Т' О" (всрхняя) Т = 12" (нижния) При кульминации на гриннчскам меридиане Т = О" (верхняя) Т=!2 (ннжняя) нлн или В = а (верхнян) В= а+ 12" (нижняя) В'=а (верхняя) В = а+ 12ь (нижняя) При кульминации ни местном меридиане Т' = 1' (верхняя) Т =! + 12" (нижняя) Т =1 (верхняя) Т =1+ 12" (нижняя) илн В" — !'=а (верхняя)  — 1 =а+ 12 (ниюкняя)  — ! = а (верхнян)  — !=а+ 12" (нижняя) Символы Е), () и Вюф означают соответственно истинное Солнце, среднее Солнце и среднее эфемеридное Солнце.
164 Ч, 1. СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ !й з,зз ГЛ. З. ВРЕМЙ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ 3 3.06. Поправка за эфемеридное время Наблюдения Луны дают возможность удобно и точно определить величину расхождений между всемирным временем СТ и эфемеридным временем ЕТ в моменты наблюдений. Сущность методики такого определения состоит в сравнении э ф ем ер и дн ы х положений Луны, вычисленных на основе исправленной лунной теории Брауна по аргументу, выраженному в системе эфемеридного времени, с ее н а б л ю д е н н ы м и положениями, моменты определения которых фиксируются по всемирному времени.
Точнее говоря, определяют флуктуацию долготы Луны В" как разность между наблюденной долготой Луны Х,,з., и значением Х,„, долготы Луны, вычисленной на основе лунной теории, а затем применяют формулу ОТ=+ 24',349+72',318 Т+ 29',950Т + 1,82144В . Так как для обработки наблюдений Луны необходимо определенное время, то, очевидно, точные значения поправки за зфемеридное время ЬГ могут быть найдены с некоторым запаздыванием только для прошедших промежутков времени.
Таким образом, были получены значения ЬТ, приводимые в табл. 16. При определении величины поправки ЬТ по наблюдениям Луны необходимо иметь в виду различие между эфемеридным временем ЕТ и его приближением !)Т + ЬТ; это различие обусловлено недостатками теории Луны. Согласно решениям Х!!1 Генеральной ассамблеи МАС каждая различаемая (по своей теоретической основе) эфемерида Луны обозначается специальным индексом !. В настоящее время различают следующие эфемериды Луны: ! = 0 — улучшенная эфемерида Луны, УЭЛ (!шргочеб 1.ппаг Ерйешег!З), ! = 1 — УЭЛ, в которой осуществлен переход на новую систему астрономических постоянных МАС и исправлена ошибка в коэффициенте члена № 182 разложений теории Брауна, 1 = 2 — эфемерида Луны ! = 1, в которой учтены уточнения солнечных возмущений по Эккерту; эта эфемерида Луны публикуется в ежегодниках, начиная с выпусков на 1972 г.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
