Справочное руководство по небесной механике и астродинамике. Под редакцией Г.Н. Дубошина (564382), страница 32
Текст из файла (страница 32)
Это необходимо, чтобы $4ЛЦ ГЛ. 4. АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ПОСТОЯННЫЕ 177 обеспечить единую однородную основу для сравнения теорий движения Солнца, Луны и планет с наблюдениями и последующего анализа расхождений в смысле Π— С, цель которого в уточнении всех или по меньшей мере части параметров, лежащих в основе соответствующей теории движения. Поэтому в общепринятой системе астрономических постоянных, независимо от новых определений и уточнений, могут сохраниться старые числовые значения некоторых постоянных. Подробные сведения об астрономических постоянных можно найти в (37), 150) — [54). $4.01.
Новая система астрономических постоянных (система астрономических постоянных МАС 1964) Недостатки старой системы астрономических постоянных (принятой в Париже в 1896 г.) в отношении точности числовых значений некоторых постоянных (например, постояяной аберрации и) и удовлетворения требованию внутренней согласованности системы привели к необходимости ее ревизии и переопределения. Попытка построения совершенной системы астрономических постоянных была предпринята де Ситтером (55), который создал внутренне согласованную систему, содержащую 40 постоянных вместе с их вековыми изменениями.
Завершил эту работу аме. риканский астроном Л, Брауэр. Система де Ситтера — Брауэра отличалась от старой системы астрономических постоянных тем, что в ней были приведены также дифференциальные зависимости между основными и производными постоянными, существенно облегчающие возможность уточнения числовых значений последних при уточнении значений основных постоянных. Однако некоторые недостатки этой системы, как, например, несоответствие принятого значения постоянной нутации, вычисленного в рамках гипотезы о гидростатическом равновесии Земли, наблюденному значению этой постоянной помешали введению системы де Ситтера — Брауэра вместо общепринятой системы !896 г.
Система де Ситтера — Брауэра была пересмотрена в 1948 г. Клеменсом, построившим новую систему астрономических постоянных и указавшим пути ее введения в практику. Исследования Клеменса имеют огромное значение, так как в них впервые рассмотрены вопросы введения равномеряого (ньютонова) времени, названного впоследствии эфемеридным временем (см, $3.05) . Во время работы симпозиума МАС М 21 по проблеме «Астрономические постоянные» (Париж, 1963) для подготовки проекта новой системы астрономических постоянных была 178 ч ! ЕФеРическАЕ и эФемеРиднАя АстРономия !$ 4.01 Определя4ои1 1.
Число эфемеридяых секунд в одном тропическом году (1900) 2. Гауссова гравитационная постоянная, определяющая астрономическую единицу (а. е.) Основные 3. Мера (длина) 1 а. е. в м 4. Скорость света (м/сек) . 5. Экваториальный радиус Земли, м . 6. Динамический коэффициент формы Земли, 7. Геоцентрическая гравитационная постояяная (мз сек †') 8.
Отношение масс Луны и Земли 9. Сидерическое среднее движение Луны (рад/сек) (1900) !О, Общая прецессия в долготе за тропическое столетие (1900) !1. Наклон эклиптики (1900) 12. Постоянная нутацин (1900) ие постоянные з = 31556925,9747 й =- 0,01720209895 постоянные А = 149600. 10б с = 299792 5 . 10з а,=6378!60 Уз — — 0,0010827 ~Е = 398 603 ° 1Оз ц =1!81,30 пк = 2,661699489 1О-б р = 5025",64 е = 23'27'08",26 Аг = 9",210 создана специальная рабочая группа, в задачи которой входило назначение числовых величин основных астрономических постоянных: астрономической единицы в метрах, скорости света в километрах в секунду, экваториального радиуса Земли, ди намического коэффициента формы Земли, геоцентрической гравитационной постоянной, массы Луны, среднего сидерического движения Луны.
Симпозиум рекомендовал сохранить прежние числовые значения постоянных прецессии и нутации (54). Рабочая группа подготовила проект новой системы астрономических постоянных, которая под названием «Система астрономических постоянных МАС» была принята и утверждена на ХП Генеральной ассамблее МАС (Гамбург, 1964).
Ниже приводится выдержка из отчета Исполкому МАС рабочей группы, содержащая систему астрономических постоянных МАС с подробными комментариями [37). 1. Система астрономических постоянных МАС. 4 коп гл. к Астзономичйские постоянныя Вспомогательные постоянные и коэффициенты 179 Рз = 49853",2 Производные постоянные 13.
Параллакс Солнца венства ского неравенства Постоянная й/86400, употребляемая„когда за единицу времени принята 1 сек Число секунд дуги в одяом радиане Коэффициент для постоянной аберрации (прнм. 15) . Коэффициент для среднего расстояния Луны (прим. 20) Коэффициент для параллактического неравенства (прим. 23) 14, Световой промежуток для единичного расстояния (световое уравнение) 15. Постоянная аберрации . 16. Сжатие Земли . 17. Гелиоцентрическая гравитационная постоянная (мз сек-з) 18. Отношение масс Солнца в Земли 19. Отношение масс Солнца и системы Земли + Луна .
20. Возмущенное среднее расстояние Луны (м) 21. Постоянная синуса параллакса Луны . 22. Постоянная лунного нера- 23. Постоянная параллактиче- й' = 1,990983675 1О 206 264",806 Р, = 1,000142 Рз = 0,999093142 агсз(п (а,/А) = по = = 8",79405 (8",794) А/с = сл — — 499',012 = = 1'/О 00200396 Р,й'тл = х = 20",4958 (20",496) а = 0,0033529 = 1/298,25 Азй' =/5= 132718 10'з (/В)/(/Е) = 5/Е = 332 958 В/Е (1+ р) = 328 912 Р,(/Е(1+~)/ )ч=,, = 384 400 10з а,/ац = з(п п4 = 3422",451 Р Й4 — — =Е= 1+и А = 6",43987 (6",440) 1 — я ае Рз — — — =Ре, = 124" 986 1+и А !й «О! 160 ч.
!, сФерическАя и эФемериднАя Астрономия Система планетных масс (обратные значения масс) 24. Меркурий Венера Земля + Луна Марс 6 000 ООО 408 000 329 390 3 093 500 1Опитер 1 047,355 Сатурн 3 501,6 Уран 22 869 Нептун 19 314 Плутон 360000 ") С гауссовой гравитационной постоянной й связана постоянная тяготения Кавендиша 1: 1 = йз. Совреиенные определения дают для 1 в системе СОВ значение 1= (6,673~0,006) !О'. Наряду с указанным обозначением принято обозначение О. 2.
Примечания к постоянным !. Значение, данное числу эфемеридных секунд н тропическом году эпохи 1900, заимствовано из определения эфемеридной секунды, которое было принято Международным Комитетом мер и весов (55). Оно фактически выведено из коэффициента при Т, отсчитываемом в юлванских столетиях по 36525 суток, в ньюкомовом выражении для геометрической средней долготы Солнца, отнесенной к среднему равноденствию даты.
В списке «1900» относится надлежащим образом или к фундаментальной эпохе эфемеридного нремени, а именно 1900, янв. О, 12" ЕТ, или к 1900,0; значения постоянных 20 — 23 относятся также к фундаментальной эпохе. Всюду в отчете под термином «секунда» надлежит понимать «эфемеридную секунду». 2. Значение гауссовой гравитационной постоянной й *) совпадает со значением, принятым МАС в 1938 г., и служит для определения астрономической единицы длины (а. е.), коль скоро уже определены соответствующие (астрономические) единицы массы и времени. Единицей массы является масса Солнца, а единицей време. ни — эфемеридные сутки, равные 86400 эфемеридным секундам. Единицы й:(а. е.)*в (эфемеридные сутки)-' (масса Солнца)-'6. Для упрощения приводимых ниже уравнений введена вспомогательная постоянная й', определяемая как йг86400, и в списке дано ее округленное значение.
3. Значенее меры астрономической единицы в метрах является округленным значением из последних радарных определений. 4. Значение скорости света рекомендовано Международным физическим союзом в сентябре 1963 г. 5. Термин «экваториальный радиус Земли» относится к экваториальному радиусу эллипсоида вращения, аппроксимирующего геоид (см. также прим. 16). 181 ГЛ.
«АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ПОСТОЯННЫЕ % «дн 6, Термин «динамический коэффициент формы Земли» относится к коэффициенту второй гармоники в выражении гравитационного потенциала Земли, принятом Комиссией № 7 МАС в 1961 г. (См. также прим. 16), 7. Геоцентрическая гравитационная постоянная 1Е предназначена для применения в случае геоцентрических орбит, когда единицами длины и времени являются метр и секунда; Е означает массу Земли, включая ее атмосферу. Третий закон Кеплера для тела массы М, движущегося по невозмущенной эллиптической орбите вокруг Земли, можно записать в виде 7Е (! + — ) Нэаэ, где л — сидерическое среднее движение в радианах в секунду, а — среднее расстояние в метрах.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
