Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
Подписываем
23.уравенение времени
Определить среднее солнечное время непосредственно из наблюдений нельзя, так как среднее экваториальное Солнце – фиктивная точка на небесной сфере. Среднее солнечное время вычисляют по истинному солнечному времени, определенному из наблюдений истинного Солнца. Разность истинного солнечного времени m и среднего солнечного времени m называется уравнением времени и обозначается h:
h = m - m = t - t ср.экв..
Уравнение времени выражается двумя синусоидами с годовым и полугодовым периодами:
h = h1 + h2 -7.7msin (l + 790)+ 9.5m sin 2l,
где l – эклиптическая долгота среднего эклиптического Солнца.
График h есть кривая с двумя максимумами и двумя минимумами, которая в декартовой прямоугольной системе координат имеет вид, показанный на рисю17.
Значения уравнения времени лежат в пределах от +14m до –16m.
В Астрономическом Ежегоднике на каждую дату приводится величина Е, равная
Е = h + 12h .
С данной величиной связь между средним солнечным временем и часовым углом истинного Солнца определяется выражением
m = t -E.
23.1. измерение времени на разных меридианах
Время на меридиане данного пункта с долготой l называется местным.
Вторая теорема сферической астрономии о разности часовых углов светила для вспомогательных точек g, , экв записывается, как
tgA - tgB =sA - sB = lA - lB,
t A - t B = m A - m B = lA - lB,
t эквA - t эквB = mA - mB = lA - lB.
Отсюда следует, что разность местных времен двух пунктов равна разности долгот этих пунктов.
В географической системе координат гринвичский меридиан принят за начальный, l = 0. Местное время гринвичского меридиана обозначается большими буквами S, M, M. Среднее солнечное время на меридиане Гринвича M называется Всемирным временем и обозначается UT (Universal Time).
Из приведенных формул следует:
s - S = l | EW
m - M = l | EW
m - UT = l | EW
Эти соотношения лежат в основе метода определения долгот полевых пунктов: местное время астроном определяет по часовому углу светила, гринвичское - по радиосигналам точного времени.
В повседневной жизни использование местного времени неудобно, поскольку на разных меридианах - разное местное время, даже в пределах одного города. Поэтому введена система измерения времени по часовым поясам - поясное время Тn, где n - номер пояса. На поверхности Земли выбраны 24 меридиана через 150, с долготами ln, равными соответственно 0h, 1h, ... , 23h. Эти меридианы - оси 24 часовых поясов с номерами от 0 до 23. В границах всего часового пояса показания часов ставят по времени осевого меридиана, равного среднему солнечному времени m на этом меридиане: Тn = m(ln) .
Разность поясных времен в двух пунктах равна разности долгот осевых меридианов или разности номеров их часовых поясов:Tn1 - Tn2 = l n1 - l n2 = n1 - n2.
Гринвичский меридиан является осевым в нулевом часовом поясе (n=0), и Всемирное время UT есть поясное время нулевого часового пояса:UT = T0, Tn = T0 + n = UT + n.
С 16 июля 1930г декретом Правительства СССР стрелки часов в нашей стране были переведены относительно поясного времени на 1 час вперед. Такое время получило название декретного, обозначаемого Dn. С 1980г в нашей стране введено летнее время (прибавлением 1 часа), которое действует с последнего воскресенья марта по последнее воскресенье октября. Таким образом, декретное время Dn есть Dn = Тn + k,
где k = 2h для летнего времени, k = 1h для зимнего.
Декретное время можно вычислить по следующей формуле:Dn = UT + (n+k) = m + [(n+k) - lE].
Декретное, поясное и всемирное время – варианты системы среднего солнечного времени, образованные лишь смещением нульпунктов на постоянную величину.
24. переход от звездного времени к среднему солнечному и обратно
Переход от звездного времени s к среднему m и обратно понятен с использованием рис. 19, где физическое время измеряется двумя шкалами – средней солнечной и звездной. Здесь среднее
солнечное время m равно промежутку времени (s- s0), переведенному в средние солнечные единицы,
m = (s-s0)(1- n) =(s-s0) - (s-s0)n ,
а звездное время s есть время в полночь s0 плюс интервал среднего солнечного времени m, переведенный в звездные единицы,
s = s0 + m(1+ m) = s0 + m + mm.
Для Гринвичского меридиана формулы аналогичны:
UT = (S-S0)(1- n) = (S-S0) - (S-S0)n,
S = S0 + UT(1+m) = S0 + UT + UTm .
25 гринвич. и мест.время
Ме́стное вре́мя — исчисляемое в неком месте Земли время суток, момент «12 часов» которого более или менее соответствует моменту астрономического полудня на данном меридиане.Конкретно, под местным временем могут пониматься:Поясное время;Среднее солнечное время;Солнечное время (с изменяемой продолжительностью часа, отсчитываемое от моментов астрономических полуночи и полудня; см. солнечные сутки).
Среднее время по Гринвичу (англ. Greenwich Mean Time, GMT) — время меридиана, проходящего через прежнее место расположения Гринвичской королевской обсерватории около Лондона.Ранее GMT считалось точкой отсчёта времени — время в других часовых поясах отмерялось от гринвичского. Ныне в этом качестве заменено Универсальным координированным временем (UTC).Однако и сейчас при реферировании времени, когда важен часовой пояс (например, в материалах Интернета), время указывают обычно в таком формате
26. Интерполирование экваториальных координат Солнца из Астрономического Ежегодника
В течение года координаты истинного Солнца a, d и величина Е изменяются неравномерно в пределах
0h < a < 24h , -23.50 < d < +23.50, -14.4m < E-12h< +16.4m .
В Астрономическом Ежегоднике a, d и Е приводятся в таблице "Солнце" на каждый день на 0h TDT. Для упрощения интерполирования на промежуточные моменты времени t в АЕ даются часовые изменения склонения vd и уравнения времени vE. Для прямого восхождения a часовые изменения не даны. Они могут быть получены по часовому изменению величины уравнения времени Е:va = 9.856s - vE.Пусть требуется найти значение функции f(t), на интервале t0< t < t1. Такой функцией могут быть a (t), d (t) и Е(t). С использованием часовых изменений значение функции можно получить по формуле f(t) = f(t0) + hv,где h = (t-t0)h – промежуток времени от табличного момента, выраженный в часах,
v – часовое изменение функции на момент наблюдения t.
Для интервала h часовое изменение будет равно v = 0.5(v0+vt), где vt и v0 - часовые изменения для моментов t и t0. Предполагая, что v в интервале h меняется линейно, можно записать vt = v0 + (v1- v0)h/24,где v1 – значение часового изменения функции, соответствующее табличному моменту t1.
С учетом этих выражений v = v0 + (v1- v0)h/48, и f(t) = f(t0) + hv0 + (v1- v0)h2/48.Подставляя в последнюю формулу соответствующие табличные значения функций и часовых изменений, приведенные в АЕ, можно интерполировать a, d и Е на заданный момент времени.
35.Григориа́нский календа́рь
был введён папой Григорием XIII 4 октября 1582 года взамен старого юлианского: следующим днём после четверга, 4 октября стала пятница, 15 октября (дней с 5 по 14 октяб ря 1582 в григорианском календаре нет).Поводом к принятию нового календаря стало смещение дня весеннего равноденствия, по которому определялась дата Пасхи. До Григория проект пытались осуществить папы Павел III и Пий IV, но успеха они не достигли. Подготовку реформы по указанию Григория осуществляли астрономы Христофор Клавиус и Луиджи Лилио (он же Алоизий Лилий). Результаты их труда были зафиксированы в папской булле, названной по первой строке Inter gravissimas («Среди важнейших»).Во-первых, новый календарь сразу сдвигал на 10 текущее (на момент принятия) число из-за накопившихся ошибок. Во-вторых, в нём стало действовать новое, более точное правило о високосном годе: год високосен (то есть содержит 366 дней), если:а) его номер без остатка делится на 4 и не делится на 100 илиб) его номер делится без остатка на 400.Таким образом, с течением времени юлианский и григорианский календари расходятся всё больше и больше (на 1 сутки в столетие, если предыдущее столетие не делилось на 4). Григорианский календарь намного точнее отражает истинное положение вещей (то есть даёт гораздо лучшее приближение к тропическому году), чем юлианский.В 1583 г. Григорий XIII направил Константинопольскому Патриарху Иеремии II посольство с предложением перейти на новый календарь. В конце 1583 года на соборе в Константинополе предложение было отвергнуто, как не соответствующие каноническим правилам празднования Пасхи.В России григорианский календарь введён в 1918 году декретом Совнаркома, согласно которому в 1918 году после 31 января следовало 14 февраля.С 1923 г. большинство поместных православных церквей, за исключением Русской, Иерусалимской, Сербской и Афона, приняло похожий на григорианский новоюлианский календарь (оба календаря совпадают до 2800 года). Он также был формально введён патриархом Тихоном для употребления в Русской православной церкви 15 октября 1923 г. Однако это нововведение, хотя было принято практически всеми московскими приходами, в общем вызвало несогласие в церкви, поэтому уже 8 ноября 1923 г. патриарх Тихон распорядился «повсеместное и обязательное введение нового стиля в церковное употребление временно отложить». Т. о., новый стиль действовал в РПЦ только 24 дня.В 1948 г. на Московском Совещании Православных Церквей постановлено, что Пасха должна рассчитываться по Александрийской Пасхалии (юлианскому календарю) и все переходящие праздники, а непереходящие по тому календарю, на котором живёт Поместная Церковь. Финляндская Православная церковь и Греческая православная церковь празднуют Пасху по новоюлианскому календарю.
38.Юлиа́нский календа́рь
был разработан группой александрийских астрономов во главе с Созигеном и введён Юлием Цезарем в 45 г до н. э..Год по юлианскому календарю начинается 1 января, так как именно в этот день с 153 г. до н. э. вновь избранные консулы вступали в должность. В юлианском календаре обычный год состоит из 365 дней и делится на 12 месяцев. Раз в 4 года объявляется високосный год, в который добавляется один день — 29 февраля (ранее аналогичная система была принята в зодиакальном календаре по Дионисию). Таким образом, юлианский год имеет продолжительность в среднем 365,25 дней, что отличается на 11 минут от тропического года.Юлианский календарь обычно называют старым стилем. с 1923 г В католических странах юлианский календарь постановлением папы Григория XIII был заменён на григорианский календарь в 1582: следующим днём после 4 октября настало 15 октября. Протестантские страны отказывались от юлианского календаря постепенно, на протяжении XVII—XVIII веков (последними были Великобритания с 1752 и Швеция). В России григорианский календарь используется с 1918 (его обычно называют новым стилем), в православной Греции —XVI век +10 дней XVII век +10 днейXVIII век +11 днейXIX век +12 днейXX век +13 днейXXI век +13 днейXXII век +14 днейСкачок происходит в завершающий ??00 год века (см. уточнение правила високосного года в григорианском календаре): начинается 1 марта по григорианскому календарю и завершается 1 марта по юлианскому календарю. В течение скачка величина григорианского разрыва дат (сколько дней назад была юлианская дата) на единицу меньше юлианского (через сколько дней наступит григорианская). За пределами разрывы дат равны.В связи с постоянно изменяющейся разницей между юлианским и григорианским календарями использующие юлианский календарь православные церкви, начиная с 2101 года, будут праздновать Рождество не 7 января, как в XX—XXI вв., а 8 января по новому стилю, в то время как церкви, использующие григорианский календарь, будут продолжать встречать этот праздник 25 декабря..
39.1. неравномерности вращения Земли
Системы измерения времени, основанные на суточном вращении Земли, считаются равномерными настолько, насколько равномерно вращение Земли. Однако продолжительность полного оборота Земли вокруг оси не постоянна. Еще в XYII веке на основании расхождений в вычисленных и наблюденных координатах Луны и планет было обнаружено, что скорость вращения Земли непрерывно замедляется. С изобретением кварцевого, а затем атомного генераторов частоты, позволяющих измерять промежутки времени с погрешностью 10-11 сек, было установлено, что вращение Земли имеет периодические и случайные изменения скорости.
Выделяют три вида неравномерностей вращения Земли.
1. Вековое замедление скорости вращения Земли – продолжительность суток увеличивается на 0.0023s за 100 лет. Замедление вращения Земли вызвано тормозящим действием лунных и солнечных приливов.
2. Периодические (сезонные) изменения скорости вращения Земли. Периоды колебаний – 0.5 года и 1 год. Продолжительность суток в течение года может отличаться от средней на 0.001s. Причина явления – сезонные перераспределения воздушных масс на поверхности Земли.
3. Нерегулярные изменения скорости вращения Земли. Продолжительность суток увеличивается или уменьшается на несколько тысячных долей секунды (“скачком”), что по амплитуде превышает столетние приливные изменения. Возможные причины явления – изменение атмосферной циркуляции, перемещение масс внутри Земли, влияние тяготения планет и Солнца.
Вывод: из-за своих неравномерностей вращение Земли вокруг оси не может являться эталоном для измерения времени. В небесной механике и дифференциальных уравнениях гравитационных теорий движения небесных тел в качестве независимого аргумента должна быть идеально равномерная шкала времени
39.2.эфемиридное и Земное динамическое время
Идеально равномерная шкала времени, введена по решению 8 съезда Международного Астрономического Совета с 1952г.
1. Механизм - обращение Земли в течение года вокруг Солнца.
2. Масштаб - продолжительность одной эфемеридной секунды, равной 1/31556925.9747 тропического года. Так как тропический год не является постоянным, то за эталон принята продолжительность конкретного тропического года в фундаментальную эпоху 1900.0, янв.0, 12h ЕТ.
3. Нульпункт - фундаментальная эпоха 1900, 0 янв., 12h ЕТ на начальном меридиане.
4. Способ отсчета - через посредство системы Всемирного времени UT, прибавлением поправки за переход к эфемеридному времени:
ET = UT + DT ,
где DT – поправка за вековое замедление вращения Земли, которую получают из наблюдений Луны и публикуют в Астрономическом Ежегоднике.
В первом приближении, систему ЕТ можно представлять как систему, основанную на суточном вращении Земли, но исправленную за неравномерность этого вращения.
Так как эфемеридная секунда привязана к продолжительности вполне определенного года, эталон ЕТ не может быть воспроизведен - это идеальное построение. Шкала ЕТ существовала до 1986 года, затем заменена динамическим временем.
Эфемеридное время ЕТ
Идеально равномерная шкала вр, введена по решению 8 съезда Международного Астрономического Совета с 1952г.
1. Механизм - обращение Земли в течение года вокруг Солнца.
2. Масштаб - продолжительность одной эфемеридной секунды, равной 1/31556925.9747 тропического года. Так как тропический год не является постоянным, то за эталон принята продолжительность конкретного тропического года в фундаментальную эпоху 1900.0, янв.0, 12h ЕТ.
3. Нульпункт - фундаментальная эпоха 1900, 0 янв., 12h ЕТ на начальном меридиане.
4. Способ отсчета-через посредство сист. Всемир. вр. UT, прибавлением поправки за переход к эф. вр.: ET = UT + DT , где DT – поправка за вековое замедление вращения Земли, кот. получают из наблюдений Луны и публикуют в А.Е.
В первом приближении, систему ЕТ можно представлять как сист., основанную на суточном вращении Земли, но исправленную за неравномерность этого вращения.
Так как эфемеридная секунда привязана к продолжительности вполне определенного года, эталон ЕТ не может быть воспроизведен - это идеальное построение. Шкала ЕТ существовала до 1986 года, затем заменена динам. вр.
Динамическое время
С 1986 года шкала эф. вр. ЕТ заменена 2 шкалами дин. Вр. DT:
1) Земн. дин. вр. TDT, равное по масштабу ET, отнесено к центру масс Земли и служит независимым аргументом видимых геоцентрических эфемерид, в том числе при определении эфемерид ИСЗ;
2) Барицентрическое дин. время TDB, которое учитывает движение центра масс Солнца вокруг центра масс всей Солнечной системы (барицентра Солнечной системы). Отнесено к барицентру Солнечной системы и является аргументом дифференциальных уравнений всех гравитационных теорий движения тел Солнечной системы в Ньютоновом приближении.
Различие ТDB и TDT состоит в периодических вариациях масштаба с амплитудой 0.00166s.
Шкала атомного времени TAI (Temps Atomique International) была построена в середине XX века. Она основана на использовании квантовых стандартов частоты и повторяющемся с большой точностью естественном процессе: резонансном переходе атомов с одного энергетического уровня на другой. Шкала TAI равномерна на длительных промежутках времени и не зависит от вращения Земли. За единицу измерения времени принимается атомная секунда (секунда СИ), определяемая в соответствии с резолюцией XIII конференции Международного комитета мер и весов (1967 г.) как промежуток времени, в течение которого совершается 9192631770 колебаний, соответствующих частоте излучения атомом при резонансном переходе между энергетическими уровнями сверхтонкой структуры основного состояния при отсутствии внешних магнитных полей на уровне моря. В основу этого определения атомной секунды были положены результаты эксперимента, проведенного Морской обсерваторией США и Национальной физической лабораторией (Англия) по определению номинальной частоты цезиевого стандарта. Длительность секунды TAI была выбрана такой, чтобы она соответствовала длительности секунды эфемеридного времени ET для 1900 г. Атомная секунда определена с точностью порядка 2*10в -9 степени относительно эфемеридной секунды.
Динамическое время является независимой переменной в уравнениях движения тел в гравитационном поле в соответствии с общей теорией относительности (ОТО). Наиболее близкая инерциальная система отсчета, к которой мы имеем доступ через ОТО, имеет начало в центре масс Солнечной системы (барицентре). Динамическое время, измеряемое в этой системе, называется барицентрическим динамическим временем (Barycentric Dynamical Time - TDB). Часы, расположенные на Земле, будут показывать периодические изменения до 1.6 мс по отношению к TDB из-за движения Земли в гравитационном поле Солнца. Время TDB важно для РСДБ, где земные обсерватории записывают сигналы внегалактических радиоисточников. Для описания уравнений движения спутника Земли достаточно использовать ТDТ (Terrestrial Dynamical Time - TDT), которое представляет единую временную шкалу для движения в гравитационном поле Земли. Оно имеет ту же скорость (по определению), что и атомные часы на Земле.
Время TDT было определено MAC в 1976 г. как аналог для барицентрического динамического времени, измеряемого по часам с секундой в системе СИ на поверхности Земли. Время TDT предназначено быть теоретически идеальным представлением международного атомного времени TAI. Впоследствии MAC решил, что название TDT было неточным, поскольку не соответствовало непосредственно какому-либо динамическому времени в теориях движения небесных тел в Солнечной системе. В 1991 г. Международный астрономический союз переименовал время TDT в земное время (Terrestrial Time - TT). В соответствии с соглашениями MAC
(2.5)
где g - средняя аномалия Солнца,
(2.6)
а Dt дается в соответствии с (2.4) в юлианских столетиях TDB.
Земное время ТТ является современной шкалой времени, заменившей вышедшее из употребления эфемеридное время. Земное время ТТ было введено Международным астрономическим союзом как координатное время, согласующееся с теорией относительности для наблюдателя на поверхности Земли.
42..Поясное и дискретное время. Линия изменения дат.
Вр. на мер-не данного пункта с долготой l наз. мест..
В повседневной жизни использование мест. вр. неудобно, поскольку на разных меридианах - разное мест. вр., даже в пределах одного города. Поэтому введена система измерения вр. по часовым поясам - поясное время Тn, где n - номер пояса. На пов-ти Земли выбраны 24 меридиана через 150, с долготами ln, равными соответственно 0h, 1h, ... , 23h. Эти меридианы - оси 24 часовых поясов с номерами от 0 до 23. В границах всего часового пояса показания часов ставят по времени осевого меридиана, равного ср. солн.вр.и m на этом меридиане: Тn = m(ln) .
Разность поясных времен в двух пунктах равна разности долгот осевых меридианов или разности номеров их часовых поясов: Tn1 - Tn2 = l n1 - l n2 = n1 - n2.
Гринвичский меридиан является осевым в нулевом часовом поясе (n=0), и Всемирное время UT есть поясное время нулевого часового пояса: UT = T0, Tn = T0 + n = UT + n.
С 16 июля 1930г декретом Правительства СССР стрелки часов в нашей стране были переведены относительно поясного времени на 1 час вперед. Такое время получило название декретного, обозначаемого Dn. С 1980г в нашей стране введено лет.вр. (прибавлением 1 часа), которое действует с последнего воскресенья марта по последнее воскресенье октября. Таким образом, декретное вр. Dn естьDn = Тn + k, где k = 2h для летнего времени, k = 1h для зимнего.
Декретное вр. можно вычислить по следующей формуле: Dn = UT + (n+k) = m + [(n+k) - lE].
Декретное, поясное и всемирное время – варианты системы среднего солнечного времени, образованные лишь смещением нульпунктов на постоянную величину.
Линия смены дат.
Особое положение занимает 12 пояс. Он состоит из двух половинок - 12 восточного и 12 западного пояса. Рассмотрим следующий пример:
Тгр = 6ч10м 3 марта 2004 года. Найти поясное время и дату в 12-ом поясе.
|
Для вост. половинки 12-го пояса |
Для зап. половинки 12-го пояса |
|
Тгр 6ч10м 3 март 2004 г. № +12E Тп 18ч10м 3 мар 2004 г. |
Тгр 6ч10м 3 мар 2004 г № -12W Тп 18ч10м 2 мар 2004 г. |
Т.е. поясное время в 12-ом поясе одинаковое, но даты в 12-м восточном и 12-западном разные. Поэтому по 180° проходит линия смены дат(ЛСД). Официальная линия смены дат в некоторых районах Земли отклоняется от меридиана 180° так, чтобы территориальные образования относились к одной дате. При пересечении этой линии дату надо менять. Правила смены даты. Смену дат производят не в момент пересечения линии даты, а в полночь.
всемирное время
Всемирное время, мировое время, среднее солнечное время начального (нулевого) меридиана, проходящего через прежнее место расположения Гринвичской обсерватории (в Лондоне). В. в. отсчитывается от полуночи и на 3 ч отличается от московского времени (15 ч московского времени соответствуют 12 ч В. в.).В 1884 г. введена система поясного времени. Это устранило неудобства, связанные с тем, что в разных пунктах Земли местное время отличается, причем иногда очень значительно. Когда в Китае утро, в Европе — ночь, а в США и Канаде — разгар рабочего дня. Для того чтобы упорядочить счет местного времени, земной шар был разделен на двадцать четыре часовых пояса — по числу часов в сутках. В пределах каждого часового пояса время считается равным местному среднесолнечному. За нулевую отметку принята английская обсерватория в Гринвиче. Местное время в Гринвиче считается всемирным, и время в остальных часовых поясах обычно сравнивают с ним. Так, например, в Москве зимнее время (без прибавки летнего часа) больше гринвичского на три часа с учетом введенного в нашей стране «декретного часа» (а летом, соответственно, на четыре).
Линия перемены даты. декретное При счете времени календарными сутками необходимо условиться, где (на каком меридиане) начинается новая дата (число месяца).По международному соглашению линия перемены даты (демаркационная линия) проходит в большей своей части по меридиану, отстоящему от гринвичского на 180°, отступая от него к западу — у островов Врангеля и Алеутских, к востоку — у оконечности Азии, островов Фиджи, Самоа, Тонгатабу, Кермадек и Чатам.Необходимость установления линии перемены даты вызвана следующими соображениями. При кругосветном путешествии с запада на восток путешественник проходит пункты, где часы, идущие по местному (или поясному) времени, показывают все большее время по сравнению с местным (поясным) временем пункта отправления путешественника. Постепенно переводя стрелки своих часов вперед, к концу кругосветного путешествия путешественник насчитывает одни лишние сутки. И наоборот, при кругосветном путешествии с востока на запад — одни сутки теряются. Во избежание связанных с этим ошибок в счете дней и установлена линия перемены даты.К западу от линии перемены даты число месяца всегда на единицу больше, чем к востоку от нее. Поэтому после пересечения этой линии с запада на восток необходимо уменьшить календарное число, а после пересечения ее с востока на запад, наоборот, увеличить на единицу. Например, если корабль пересекает демаркационную линию 8 ноября, идя с запада на восток, то на корабле дата в полночь, следующую после пересечения этой линии, не меняется, т. е. два дня подряд датируются как 8 ноября. И наоборот, если корабль пересекает эту линию 8 ноября, идя с востока на запад, то в полночь, следующую после перехода через нее, дата меняется сразу на 10 ноября, а дня с названием 9 ноября на корабле не будет.Соблюдение этого правила исключает ошибку в счете дней, впервые допущенную участниками первой кругосветной экспедиции Магеллана в XVI в., когда они, вернувшись на родину, обнаружили, что разошлись в счете дней и чисел месяца с жителями, остававшимися на месте, ровно на одни сутки.
43.1. Астрономическая рефракция Явление преломления лучей света при прохождении границы раздела двух сред с различными коэффициентами преломления называется рефракцией. Всем знакома картина как бы сломанной чайной ложечки в стакане с водой. Точно так же преломляются световые лучи, попадая из безвоздушного космического пространства в атмосферу Земли, так как коэффициент преломления воздуха отличается от 1. Только преломление это происходит не резко, а постепенно, так как атмосфера Земли не имеет резкой границы, а плотность ее плавно уменьшается с высотой. Таким образом, астрономической рефракцией называется отклонение светового луча в атмосфере от своего первоначального направления по законам преломления (см. рис. 11). Отклонение всегда происходит в сторону зенита, т.е. рефракция всегда поднимает звезду над горизонтом. Поэтому наблюдаемое зенитное расстояние zн всегда меньше истинного z0, а наблюдаемая высота hн всегда больше истинной h0, на величину угла преломления , которую мы в дальнейшем для краткости будем называть рефракцией:
В зените рефракция равна нулю (), затем растет линейно с увеличением tg z ( ) до z=70o. На больших зенитных расстояниях начинает сказываться сферичность атмосферы Земли и рефракция увеличивается медленнее. На горизонте . Величина рефракции не является постоянной и зависит от температуры и плотности воздуха и некоторых
|
Рис. 11. Влияние рефракции на видимое положение светил |
других факторов. Поэтому имеет смысл говорить лишь о средней рефракции, для определения которой мы будем пользоваться таблицей в Приложении.
48. геоцентрические, гелиоцентрические, топоцентрические координаты звезд
Если начало отсчета совпадает с центом масс Земли, то такая система называется геоцентрической. Если начало отсчета системы располагается вблизи центра масс Земли (в пределах нескольких сотен метров), то это - квазигеоцентрическая система. При расположении начала отсчета на поверхности Земли получим топоцентрическую систему.
Топоцентрические координаты-Координаты, началом счета которых является точка местности(три величины, определяющие пространственное положение наблюдаемой точки или др. объекта (спутника, самолёта и т.п.) в системе координат, начало которой совпадает с пунктом наблюдения на земной поверхности (топоцентром). Употребляются в астрономии, астрометрии, геодезии и спутниковой геодезии при обработке результатов наблюдений. В зависимости от выбора основной координатной плоскости различаются экваториальные, горизонтальные и орбитальные)
Геоцентрические координаты-Величины, определяющие положение точки в системе координат, у которой начало совпадает с центром масс Земли(астрономические сферические координаты (долгота и широта), которыми положение светил относится к центру Земли и плоскости эклиптики; употребляются при вычислении видимых движений планет и комет. Они легко выводятся непосредственно из наблюдений.)
Гелиоцентрические координаты- системы небесных координат, определяющие положения небесных тел относительно центра Солнца. Г. к. употребляются в небесной механике.( ≈ астрономические, сферические координаты (долгота и широта), которыми положение светила относится к центру Солнца и плоскости эклиптики. Употребляются при вычислении истинных движений планет и комет.,
ГЕЛИОЦЕНТРИЧЕСКИЕ координаты - координаты, определяющие положение небесных тел относительно центра Солнца.)
49.1.Звездные каталоги
списки звёзд с указанием тех или иных однородных характеристик: экваториальных координат (и их изменений), звёздных величин, спектральных классов и др. Помимо основных характеристик звёзд, в З. к. приводятся и вспомогательные, служащие для отождествления звёзд на небе и в З. к. Звёзды в З. к. располагаются в порядке возрастания их прямых восхождений; номера, под которыми звёзды записаны в З. к., часто используются для их обозначения. З. к., составленные на основе астрономических наблюдений, являются основным материалом для изучения строения и движений в звёздных системах, а также для установления системы небесных координат, служащей основой для решения задач астрометрии, геодезии и небесной механики.
З. к. положений звёзд содержат сведения, достаточные, чтобы задать среднюю экваториальную систему небесных координат для фиксированной эпохи либо чтобы воспроизвести эту систему для произвольной эпохи. В соответствии с этим различают исходные каталоги, в которых приводятся координаты звёзд, полученные непосредственно из наблюдений, и производные каталоги, содержащие координаты звёзд и их изменения вследствие собственных движений и прецессии, выведенные в результате объединения многих исходных каталогов. Исходные З. к. делятся на абсолютные, полученные независимо от каких-либо прежних З. к., и относительные, положения звёзд в которых определяются относительно положений некоторого числа звёзд с определёнными ранее координатами. Примером абсолютных З. к. являются ряды каталогов ярких звёзд, регулярно составляемых на Пулковской обсерватории (СССР) с момента её основания. Относительными каталогами являются, например, международные зонные каталоги немецкого астрономического общества, содержащие все звёзды до 9,0 звёздной величины. Производные каталоги положений (фундаментальные и сводные) дают возможность воспроизводить систему средних экваториальных координат для любой эпохи. Это обстоятельство, а также высокая точность производных каталогов позволяют использовать их в качестве геометрической основы для решения многих задач астрономии и смежных наук. КГЗ
49.2.Астрономический Ежегодник
сборники астр. таблиц, содержащие гл. образом коор. неб. тел (Солнца, Луны, планет, спутников, звёзд и др.), составляемые на каждый календ. год. Испол-ся при науч. и научно-тех., астроном., геодез., картограф., геофиз. и др. работах, при расчёте траекторий и изучении движения искусственных спутников и космических зондов, а также для решения задач навигации на море, в воздухе и космическом пространстве. Е. а. содержат также табл. Солн-ых и лунных затмений. В основе Е. а. лежат математической теории движения тел Солнечной системы, разработанные методами небесной механики. В России первый издан в 1814 под названием "Морской месяцеслов" и предназначался гл.образом для обслуживания мор. флота; издание просуществовало до 1856. С 1911 составление нац-ых астр. еж. ведётся на началах кооперации между научными учреждениями различных стран. В СССР Институт теоретической астрономии АН СССР издаёт: "А.Е. СССР" (с 1922), "Морской астр. ежегодник" (с 1929), "Авиац. астр.еж." (с 1936), "Эфемериды малых планет" (с 1947). "А.Е. СССР" является одним из наиболее полных среди национальных Е. а. и поэтому широко используется за рубежом. Научно-популярные Е. а. содержат информацию, представляющую интерес для широкого круга астрономов-любителей. В некоторых из них публикуются статьи обзорного характера. Старейшим и наиболее полным из таких Е. а. является "Астрономический календарь", основанный в 1895 Нижегородским кружком любителей физики и астрономии; ныне (с 1952) издаётся в Москве Всесоюзным астрономо-геодезическим обществом.
?-59-60-?.Интерполирование видимых координат звезд из таблиц АЕ
В течение года коор. ист. Солнца , и величина Е изм=ся неравномерно в пределах: 0h < < 24h , -23.50 < < +23.50, -14.4m < E-12h< +16.4m .
В А.Е , и Е приводятся в таблице "Солнце" на каждый день на 0h TDT. Для упрощения интер-ия на промежуточные моменты вр. t в АЕ даются часовые изм-я склонения v и уравнения вр. vE. Для прямого восхождения часовые изменения не даны. Они могут быть получены по часовому изменению величины уравнения времени Е:v = 9.856s - vE.
Пусть требуется найти значение функции f(t), на интервале t0< t < t1. Такой функцией могут быть (t), (t) и Е(t). С использованием часовых изменений значение функции можно получить по формуле: f(t) = f(t0) + hv, где h = (t-t0)h – промежуток вр. от табл-го момента, выраженный в часах, v – часовое изменение функции на момент набл-я t.
Для интервала h часовое изменение будет равно v = 0.5(v0+vt), где vt и v0 - часовые изменения для моментов t и t0. Предполагая, что v в интервале h меняется линейно, можно записать: vt = v0 + (v1- v0)h/24, где v1 – значение часового изменения функции, соответствующее табличному моменту t1.
С учетом этих выражений : v = v0 + (v1- v0)h/48, и f(t) = f(t0) + hv0 + (v1- v0)h2/48.
Подставляя в последнюю формулу соответствующие табличные значения функций и часовых изменений, приведенные в АЕ, можно интерполировать , и Е на заданный момент времени.
61.1.Движение полюсов земли.
Д. П. З. — происходит вследствие того, что главная ось инерции Земли не совпадает с мгновенной осью ее вращения. Положение последней в теле Земли непрерывно меняется. Точки пересечения мгновенной оси вращения Земли с ее поверхностью называются мгновенными полюсами - Северным и Южным. Каждый этих полюсов описывает на поверхности Земли неправильную кривую, не удаляясь больше чем на 13 м от своего сред него положения. Д. п. З. непрерывно смещают сетку меридианов и параллелей, следовательно, меняются все широты, долготы и азимуты на земной поверхности. Поэтому в точных работах по астрометрии, геодезии и картографии приходится учитывать Д. п. З. Для получения координат полюсов Земли в 1898 г. была создана специальная организация — Международная служба широты (МСШ), которая с момента организации и по настоящее время ведет наблюдение за движением полюсов. Д. п. З. происходит в направлении суточного вращения Земли и состоит гл. обр из двух периодических движений — годового и с периодом в 1,2 года (период Чандлера). Годичный период вызывается метеорологическими причинами — образованием и таянием снежного покрова, перемещением водных и воздушных масс. Период второго движения, равный 430 суткам, или 1,2 года, был получен из наблюдений американским ученым Чандлером и носит его имя. Это движение (Движение чандлеровское, или свободная нутация) близко к круговому и является следствием механических свойств земного шара. Принимая Землю за абсолютно твердое тело, Л. Эйлер в 1765 г. теоретически получил период свободной нутации Земли, равный 305 суткам (период Эйлера). Несовпадение длины периода, полученного из наблюдений, с теоретическим объясняется упругими свойствами Земного шара. Так, напр., советский ученый Лейбензон показал, что достаточно принять наличие в Земле жидкого ядра, чтобы теоретически получить период свободной нутации Земли, равный наблюденному. Амплитуда и начальная фаза этого движения сильно изменяются, придавая движению полюсов Земли весьма сложный характер. Так обстоит дело с главными периодическими движениями.