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
1.Современные взгляды на утройство вселенной.
Законы Кеплера.
Солн.сист-сист.косм-х тел, сост-я из центр-ого тела-Солнца, явл-егося динамическим центром всей сист, 9 изв.нам планет(Мерк, Вен,Земл,Марс,Юп,Сат,Уран,Непт,Плут) и их спутн(31) , неизв мал планет(ок2000) или астероидов,изв камет(более500) и всяких метеоров.на все равно их кол-во на много больше чем сейчас известно. Ученые полагают:число комет бол.100тыс, малых планет-50-100 тыс.
Солнце предст.собой. огромн.самосвятящ-ся газ-й шар, темпер на пов =ок6000град., а в центре-13 млн.град.
Большие планеты делят на:план.земн группы и план.гиганты(Юп,Сат,Ур,Неп(они отлич. Бол.разм.,мал плотн, отсутствие уст-х деталей на их поверх и сравнит быстрым движ вокруг своих осей))спутн Земли-луна
Законы:
Открыл Иоганн Кеплер. Устанавл-т правила движ. Между телами с 0 массой в поле тяг-я.этих 2-х тел.
1закон. Кажд планета обращ-ся по орбитам вокруг солнца. Орбита предст-т из себя эллипс в одном из фокусов которого находится Солнце.
,
где с – расстояние от центра эллипса до его фокуса, а- бол. полуось, е – эксцентриситет эллипса.
Чем больше е, тем больше эллипс отличается от окружности. Если с=0 (фокусы совпадают с центром), то е=0 и эллипс превращается в окружность радиусом а.
Ближ к Солнцу точка орбиты (П)- перегелий, а наиб удаленная- афелий.
По эллипсам движутся и спутники. Ближайшая к Земле точка орбиты Луны называется перигеем, а удаленная – апогеем.
2закон. (закон площадей). Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади. Из этого закона следует, что скорость планеты при движении её по орбите тем больше, чем ближе она к Солнцу.
3закон. Квадраты звёздных (сидерических) периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.
Этот з-н позволил уст-ть относительные расстояния планет от Солнца (в ед. бол. полуоси земной орбиты), поскольку звёздные периоды планет уже были вычислены. Бол полуось земной орбиты принята за астр-ую ед (а. е.) расстояний. Среднее расстояние Земли от Солнца наз-т астр-ой ед. 1 а.е.= 149600000 км.
2. небесная сфера. Основные круги и точки небесной сферы.
Основные круги, точки и линии небесной сферы изображены на рис.3.
Одним из основных направлений относительно поверхности Земли является направление отвесной линии, или силы тяжести в точке наблюдения. Это направление пересекает небесную сферу в двух диаметрально противоположных точках - Z и Z'. Точка Z находится над центром и называется зенитом, Z' – под центром и называется надиром.
Проведем через центр плоскость, перпендикулярную отвесной линии ZZ'. Большой круг NESW, образованный этой плоскостью, называется небесным (истинным) или астрономическим горизонтом. Это есть основная плоскость топоцентрической системы координат. На ней имеются четыре точки S, W, N, E, где S - точка Юга, N - точка Севера, W - точка Запада, E - точка Востока. Прямая NS называется полуденной линией.
Прямая PNPS, проведенная через центр небесной сферы параллельно оси вращения Земли, называется осью Мира. Точки PN - северный полюс мира; PS - южный полюс мира. Вокруг оси Мира происходит видимое суточное движение небесной сферы.
Проведем через центр плоскость, перпендикулярную оси мира PNPS. Большой круг QWQ'E, образованный в результате пересечения этой плоскостью небесной сферы, называется небесным (астрономическим) экватором. Здесь Q - верхняя точка экватора (над горизонтом), Q'- нижняя точка экватора (под горизонтом). Небесный экватор и небесный горизонт пересекаются в точках W и E.
Плоскость PNZQSPSZ'Q'N, содержащая в себе отвесную линию и ось Мира, называется истинным (небесным) или астрономическим меридианом. Это плоскость параллельна плоскости земного меридиана и перпендикулярна к плоскости горизонта и экватора. Ее называют начальной координатной плоскостью.
Проведем через ZZ' вертикальную плоскость, перпендикулярную небесному меридиану. Полученный круг ZWZ'E называется первым вертикалом.
Большой круг ZsZ', по которому вертикальная плоскость, проходящая через светило s, пересекает небесную сферу, называется вертикалом или кругом высот светила.
Большой круг PNsPS, проходящий через светило перпендикулярно небесному экватору, называется кругом склонения светила.
Малый круг nsn', проходящий через светило параллельно небесному экватору, называется суточной параллелью. Видимое суточное движение светил происходит вдоль суточных параллелей.
Малый круг аsа', проходящий через светило параллельно небесному горизонту, называется кругом равных высот, или альмукантаратом.
В первом приближении орбита Земли может быть принята за плоскую кривую - эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Плоскость эллипса, принимаемого за орбиту Земли, называется плоскостью эклиптики.
В сферической астрономии принято говорить о видимом годичном движении Солнца. Большой круг ЕgЕ', по которому происходит видимое движение Солнца в течение года, называется эклиптикой. Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного экватора на угол, примерно равный 23.5 0. На рис. 4 показаны:
g – точка весеннего равноденствия;
– точка осеннего равноденствия;
Е – точка летнего солнцестояния; Е' – точка зимнего солнцестояния; RNRS – ось эклиптики; RN - северный полюс эклиптики; RS - южный полюс эклиптики; e - наклон эклиптики к экватору.
3??
4.предмет астрономии. деление астрономии на основные дисциплины разделы. Связь астрономии с другими науками.
Астрономия-это комплекс наук о небесных телах, их строении, свойствах, движений и т.д. так же изучает само мировое пространство.
Геодезическая астрономия – раздел астрономии, в котором изучают способы определения географических координат точек земной поверхности и азимутов направлений из наблюдений небесных светил. Светила в геодезической астрономии играют роль опорных точек с известными координатами, подобно опорным точкам на Земле. Положения светил задаются в определенной системе координат и в определенной системе измерения времени
Предмет астрономии неразрывно связан с такими предметами как космическая геодезия(основы космической геодезии), высшая геодезия и геодезическая гравиметрия.
Основные моменты использования в геодезии результатов астрономических определений следующие.1. Астрономические определения широт, долгот и азимутов направлений совместно с результатами геодезических и гравиметрических измерений позволяют: установить исходные геодезические даты; обеспечить ориентировку Государственной геодезической сети, а также осей референц-эллипсоида в теле Земли; определить параметры земного эллипсоида; определить высоты квазигеоида относительно референц-эллипсоида.2. Определение из астрономических наблюдений составляющих уклонения отвесной линии необходимо для установления связи между геодезической и астрономической системами координат, приведения измерений к принятой эпохе отсчета координат, правильной интерпретации результатов повторного геометрического нивелирования, изучения внутреннего строения Земли;3. Астрономические определения азимутов направлений на земной предмет, после введения поправок за уклонения отвесных линий, контролируют в Государственной геодезической сети угловые измерения, обеспечивают постоянство ориентировки геодезических сетей, ограничивают и локализуют действие случайных и систематических погрешностей в угловых измерениях.4. В районах со слаборазвитой геодезической сетью астрономические пункты с учетом данных о гравитационном поле используются как опорные для топографических съемок.5. Астрономические определения азимутов выполняются для определения дирекционных углов направлений на ориентирные пункты при утрате наружных геодезических знаков.6. Астрономические определения географических координат являются средствами абсолютного определения положений объектов, движущихся относительно земной поверхности на море и в воздухе.7. Методы геодезической астрономии применяются в космических исследованиях и космической навигации.8. Астрономические определения географических координат и азимутов направлений используются в прикладной геодезии для контроля угловых измерений в полигонометрических ходах и других угловых построениях, при эталонировании точных гироскопических приборов, для фиксирования на местности положения меридиана при топографо-геодезическом обеспечении войск.
Параллактический треугольник – сферический треугольник с вершинами Pn, Z, s (рис. 11). Он образован пересечением трех больших кругов: небесного меридиана, круга склонения и вертикала светила.
Угол q между вертикалом светила и кругом склонения называется параллактическим.
Элементы параллактического треугольника относятся к трем системам координат: горизонтальной (А, z), первой экваториальной (d, t) и географической (f). Связь между этими системами координат может быть установлена через решение параллактического треугольника.
Дано: в момент звездного времени s в пункте с известной широтой f наблюдается светило s с известными координатами a и d.
Задача: определить A и z.
6 Кульминация светил
Момент прохождения светила через меридиан называют кульминацией. В момент верхней кульминации светило занимает самое высокое положение относительно горизонта, в момент нижней кульминации светило находится в самом нижнем положении относительно горизонта.
Нарисуем чертеж небесной сферы в проекции на меридиан (рис. 13). Для всех светил в верхней кульминации часовой угол t = 0h, а в нижней t = 12h. Поэтому в верхней кульминации s = a, а в нижней s=a+12h.
Горизонтальные координаты A, z светил в кульминациях вычисляются по следующим формулам.
Верхняя кульминация (ВК):
a) светило кульминирует к югу от зенита, (-900 < d < f), суточные параллели 2 и 3,
А = 00, z = f - d;
б) светило кульминирует к северу от зенита, (900 >d > f), суточная параллель 1,
А = 1800, z = d - f.
Нижняя кульминация (НК):
а) светило кульминирует к северу от надира, (900 > d > - f), суточные параллели 1 и 2,
А = 1800, z = 1800 – (f + d);
б) светило кульминирует к югу от надира, (-900 < d < - f), суточная параллель 3,
А = 00, z = 1800 + (f + d).
Формулы связи между горизонтальными и экваториальными координатами светила в кульминациях используются при составлении рабочих эфемерид для наблюдений светил в меридиане. Кроме того, по измеренному зенитному расстоянию z и известному склонению d можно вычислить широту пункта f или с известной широтой f определить склонение d.
12. восход-заход светил
В момент восхода или захода светила с координатами (a, d) его зенитное расстояние z=900, и поэтому для пункта с широтой f можно определить часовой угол t, звездное время s и азимут A, из решения параллактического треугольника PNZs, показанного на рис. 4. Теорема косинусов для сторон z и (900- d) записывается, как:
сos z = sin f sin d+ cos f cos d cost,
sin d= cos z sin f – sin z cos f cosA.
Так как z=900, то cos z = 0, sin z = 1, поэтому
cos t = - tgd tgf, cos A = - sind/cosf.
Для северного полушария Земли, то есть при f>0, для светила с положительным склонением (d>0) cost <0 и cosA<0, вследствие чего:
для захода tW=12h – t1, AW = 1800 –A1,
для восхода tE =12h + t1, AE = 1800+A1,
где t1 и A1 – острые положительные углы, то есть 0h≤ t1≤6h, 00≤A1≤900.
При d<0 cos t>0 и cosA>0, поэтому
для захода tW= t1, AW = A1,
для восхода tE=24h- t1, AE = 3600 - A1.
В каждом случае моменты восхода и захода по звездному времени будут
sW = a + tW, sE = a + tE.
Полученные формулы используются для расчета обстоятельств восхода и захода Солнца, планет, Луны и звезд.
cost = tgf/tgd, cosz = sinf /sind, sinA = - cosd /cosf.
Для западной элонгации
AW = 1800 – A1, tW = t1, sW = a + tW,
для восточной элонгации
AE = 1800 + A1, tE = - t1, sE = a + tE.
Наблюдение светил в элонгациях выполняют при исследованиях астрономических теодолитов в полевых условиях.
7.сферические координаты
Для определения сферической системы координат на сфере выбирают два взаимно перпендикулярных больших круга, один из которых называют основным, а другой - начальным кругом системы.
В геодезической астрономии используются следующие системы сферических координат:
1) горизонтальная система координат;
2) первая и вторая экваториальные системы координат;
3) географическая система координат.
Название систем обычно соответствует названию больших кругов, принятых за основной. Рассмотрим эти системы координат подробнее.
7.1.горизонтальная система координат
Основной круг в этой системе -астрономический горизонт SMN. Его геометрические полюса - Z (зенит) и Z' (надир).
Начальный круг системы - небесный меридиан ZSZ'N.
Начальная точка системы - точка юга S.
Определяющий круг системы - вертикал ZsZ'.
Первая координата горизонтальной системы – высота h, угол между плоскостью горизонта и направлением на светило МОs, или дуга вертикала от горизонта до светила Ms. Высота отсчитывается от горизонта и может принимать значения
-900 h 900.
Иногда вместо высоты h используется зенитное расстояние - угол между отвесной линией и направлением на светило ZОs, или дуга вертикала Zs. Зенитное расстояние есть дополнение до 900 высоты h:
z = 900 – h.
00 z 1800.
Вторая координата горизонтальной системы – азимут – двугранный угол SZZ's между плоскостью небесного меридиана (начального круга) и плоскостью вертикала светила, обозначаемый буквой А:
А = двугр.угол SZZ's = SOM = SM = сф.угол SZM.
В астрономии азимуты отсчитываются от точки юга S по ходу часовой стрелки в пределах
00 А 3600.
Вследствие суточного вращения небесной сферы горизонтальные координаты светила меняются в течение суток. Поэтому, фиксируя положение светил в этой системе координат, нужно отмечать момент времени, к которому относятся координаты h, z, A. Кроме того, горизонтальные координаты являются не только функциями времени, но и функциями положения места наблюдения на земной поверхности. Эта особенность горизонтальных координат обусловлена тем, что отвесные линии в разных точках земной поверхности имеют разное направление.
В горизонтальной системе координат ориентируются геодезические инструменты и выполняются измерения.
Первая экваториальная система координат показана на рис. 6.
Основной круг первой экваториальной системы координат есть небесный экватор Q'KQ. Геометрические полюса небесного экватора - северный и южный полюсы мира, РN и РS.
Начальный круг системы - небесный меридиан РNQ'РSQ.
Начальная точка системы – верхняя точка экватора Q.
Определяющий круг системы – круг склонения РNsРS.
Первая координата первой экваториальной системы - склонение светила d, угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило КОs, или дуга круга склонения Кs. Склонение отсчитывается от экватора к полюсам и может принимать значения
-900 d 900.
Иногда используется величина D = 900 - d, где 00 D 1800, называемая полярным расстоянием.
Склонение не зависит ни от суточного вращения Земли, ни от географических координат пункта наблюдения f, l.
Вторая координата первой экваториальной системы - часовой угол светила t - двугранный угол между плоскостями небесного меридиана и круга склонения светила, или сферический угол при северном полюсе мира:
t =дв.угол QРNРSs = сф.угол QРNs = QК = QOK.
Часовой угол отсчитывается от верхней точки экватора Q в направлении суточного вращения небесной сферы от 00 до 3600, 00 t 3600.
Часовой угол часто выражают в часовой мере, 0h t 24h.
Градусы и часы связаны соотношениями:
3600 = 24h, 150 = 1h, 15' = 1m, 15" = 1s.
Вследствие видимого суточного движения небесной сферы часовые углы светил постоянно изменяются. Часовой угол t отсчитывается от небесного меридиана, положение которого определяется направлением отвеса (ZZ') в данном пункте и, следовательно, зависит от географических координат пункта наблюдения на Земле.
7.3. Вторая экваториальная система координат
Вторая экваториальная система координат изображена на рис. 7.
Основной круг второй экваториальной системы - небесный экватор QgQ'.
Начальный круг системы - круг склонений точки весеннего равноденствия РNgРS, называемый колюром равноденствий.
Начальная точка системы – точка весеннего равноденствия g.
Первая координата - склонение светила d.
Вторая координата - прямое восхождение a, двугранный угол между плоскостями колюра равноденствия и круга склонения светила, или сферический угол gРNs, или дуга экватора gК:
a =дв.угол gРNРSs = сф.угол gPNs = gК =
= gOK.
Прямое восхождение a выражается в часовой мере и отсчитывается от точки g против хода часовой стрелки в направлении, противоположном видимому суточному движению светил,
0h a 24h.
Во второй экваториальной системе координаты a и d не зависят от суточного вращения светил. Так как эта система не связана ни с горизонтом, ни с меридианом, то a и d не зависят от положения точки наблюдения на Земле, то есть от географических координат f и l.
При выполнении астрономо-геодезических работ координаты светил a и d должны быть известны. Они используются при обработке результатов наблюдений, а также для вычисления таблиц координат A и h, называемых эфемеридами, с помощью которых можно отыскать астрономическим теодолитом светило в любой заданный момент времени. Экваториальные координаты светил a и d определяются из специальных наблюдений на астрономических обсерваториях и публикуются в звездных каталогах.
7.3.Эклиптическая сист.коорд.
В ЭСК гл. пл-ю явл- проекция на неб- сферу пл-ти земн. орбиты, а гл. осью - нормаль к ней (прямая ЭЭ' на рис. 1). Пересечение пл-ти земн. орбиты с неб. сферой - это бол. круг, по кот. Солнце перемещается в теч. года (по отношению к центру тяжести системы Земля - Луна), что является отображением годичного обращения Земли вокруг Солнца. Этот круг получил название эклиптики. Перпендикуляр к пл-ти эклиптики пересекает неб. сферу в двух точках - полюсах эклиптики. Сев. полюс эклиптики имеет экват. корд. a = 18ч, d = 90° - e и расположен в созвездии Дракона. Южный полюс эклиптики находится в созвездии Золотой Рыбы.
Рис. 1. Эклиптикальная система координат.
Поскольку неб. экв. является продолжением земного, а последний наклонен к пл-ти земн. орбиты на угол e ~ 23°26', то и эклиптика наклонена к неб.экв.на тот же угол e и пересекает его в2 точках: точке вес. равноден. в созвездии Рыб (обозначается знаком созвездия Овна ^), при прохождении которой Солнце переходит из южного небесного полушария в северное, и точке осеннего равноденствия в созвездии Девы (обозначается знаком созвездия Весов d).
Эклипт. коор. аналогичны соот-щим экв-ым (II типа). Экл. (астр.) широта светила Q - это его угловое расстояние от эклиптики, положительное к северу и отрицательное к югу (рис. 1). Она обозначается буквой b. Бол. круг, проведенный через светило Q и полюса эклиптики Э и Э', наз-ся кругомэклиптикальных (астрономических) широт. Точкой отсчета на эклиптике, как и в экват. сист., явл. точка вес. равноден. (^). Дуга эклиптики от точки вес. равноден. ^ до точки пересечения с кругом широт светила Q, отсчитываемая в направлении, противоположном суточному вращению неб. сферы, т.е. к востоку, называется эклиптикальной (астрономической) долготой светила. Широта и долгота обычно выражаются в градусах. Точка эклиптики с l = 90° и для которой d = +e, называется точкой летнего солнцестояния и обозначается знаком созвездия Рака (a). В настоящее время она находится в созвездии Тельца. Противоположная ей точка с l = 270° и d = -e, наз. точкой зимнего солнцестояния и обозначается знаком созвездия Козерога (g). Она расположена в созвездии Стрельца.
Формулы перехода от экв.сист.коор. к экл. выводятся из сф.треугольника
sin(b) = sin(d)*cos(e) - cos(d)*sin(e)*sin(a)
cos(l) = cos(a)*cos(d)/cos(b)
cos(b)*sin(l) = sin(e)*sin(d) + cos(e)*cos(d)*sin(a)
8. восход-заход светил
В момент восхода или захода светила с координатами (a, d) его зенитное расстояние z=900, и поэтому для пункта с широтой f можно определить часовой угол t, звездное время s и азимут A, из решения параллактического треугольника PNZs, показанного на рис. 4. Теорема косинусов для сторон z и (900- d) записывается, как:
сos z = sin f sin d+ cos f cos d cost,
sin d= cos z sin f – sin z cos f cosA.
Так как z=900, то cos z = 0, sin z = 1, поэтому
cos t = - tgd tgf, cos A = - sind/cosf.
Для северного полушария Земли, то есть при f>0, для светила с положительным склонением (d>0) cost <0 и cosA<0, вследствие чего:
для захода tW=12h – t1, AW = 1800 –A1,
для восхода tE =12h + t1, AE = 1800+A1,
где t1 и A1 – острые положительные углы, то есть 0h≤ t1≤6h, 00≤A1≤900.
При d<0 cos t>0 и cosA>0, поэтому
для захода tW= t1, AW = A1,
для восхода tE=24h- t1, AE = 3600 - A1.
В каждом случае моменты восхода и захода по звездному времени будут
sW = a + tW, sE = a + tE.
Полученные формулы используются для расчета обстоятельств восхода и захода Солнца, планет, Луны и звезд.
9.деление астрономии на отдельные дисциплины
См первый вопрос начало. До «основыных моментов»
Дисциплины:1. сферическая астрономия-установление небесных систем координат, астрономических систем счета времени., описание видимых положений и движений небесных тел. Название дисциплины объясняется широким использованием понятия небесной сферы. . 2. астрометрия.: 2.1 фундаментальная астрометрия. Определяет точное положение светил, параметры вращения небесных систем координат. 2.2 практическая астрономия. Включает геодезическую. Мореходную и авиационную. Занимается определением координат объектов на поверхности Земли или вблизи Земли. 3. теоретическая астрономия и небесная механика. Изучает движение небесных тел, под действием законов всемирного тяготения. 4. звездная астрономия. Изучает распределение звезд во вселенной статистическими методами. 5 астрофизика. Самый большой раздел: изучает строение, физические и химические свойства небесных тел. 6.космоЛогия. о строении вселенной в целом. Раздел основан на ряде допущений в целом. 7. космоГония. О происхождении и эволюции вселенной.
11..Суточное движение светил в различных широтах
Видимое суточное вращение небесной сферы происходит с востока на запад и обусловлено вращением Земли вокруг оси. При этом светила перемещаются по суточным параллелям. Вид суточного движения относительно горизонта данного пункта с широтой f зависит от склонения светила d. По виду суточного движения светила бывают:1) незаходящие
d> dN, или d > 90 - f,2) имеющие восход и заход,
dS d dN, или
-(90-f) d (90-f),
3)невидимые
d < dS, или d < -(90-f),
4) элонгирующие (не пересекающие первый вертикал над горизонтом,
d >dZ, или d >f,
5) пересекающие первый вертикал,
- dZ d dZ, или -f d f.
На рис. 12 показаны области, где находятся суточные параллели звезд, удовлетворяющие по виду суточного движения указанным выше условиям.
cost = tgf/tgd, cosz = sinf /sind, sinA = - cosd /cosf.
Для западной элонгации
AW = 1800 – A1, tW = t1, sW = a + tW,
для восточной элонгации
AE = 1800 + A1, tE = - t1, sE = a + tE.
Наблюдение светил в элонгациях выполняют при исследованиях астрономических теодолитов в полевых условиях.
13 Прохождение светил через первый вертикал
Положению светила в первом вертикале соответствует прямоугольный параллактический треугольник (рис. 15), который решается с использованием правила Модюи-Непера:
cos z = sind/sinf, cos t = tgd/tgf.
Для северного полушария Земли (f>0), для светила с положительным склонением (d>0) cost >0,
следовательно, часовые углы светила в моменты прохождения западной и восточной частей вертикала будут
tW= t1, tE=24h- t1 .
При отрицательном склонении (d<0) cost < 0, отсюда
tW=12h – t1, tE =12h + t1.
В этом случае и cosz<0, то есть z>900, следовательно, светило проходит первый вертикал под горизонтом.
Согласно формуле звездного времени моменты прохождения светилом первого вертикала будут
sW = a + tW, sE = a + tE.
Азимуты светила в первом вертикале есть AW = 900, AE = 2700, если отсчет ведется по часовой стрелке от точки Юга.
В геодезической астрономии есть ряд способов астрономических определений географических координат, основывающихся на наблюдении светил в первом вертикале. Формулы связи между горизонтальными и экваториальными координатами светила в первом вертикале используются при составлении рабочих эфемерид и для обработки наблюдений.
18.1.среднее солнечное время
Т.к использование солнечного истинного времени не удобно из-за того,что Единица истинного солнечного времени - секунда, равная 1/86400 истинных солнечных суток, не удовлетворяет основному требованию, предъявляемому к единице измерения времени - она не постоянна. Поэтому вводится среднее солнечное время( оно вводится по результатам перехода к равномерной шкале солнечного времени происходит в два этапа.
Этап 1 - переход к фиктивному среднему эклиптическому Солнцу. На данном этапе исключается неравномерность движения Солнца по эклиптике. Неравномерное движение по эллиптической орбите заменяется равномерным движением по круговой орбите. Истинное Солнце и среднее эклиптическое Солнце совпадают, когда Земля проходит через перигелий и афелий своей орбиты.
Этап 2 - переход к среднему экваториальному Солнцу. Здесь исключается неравномерность возрастания прямого восхождения Солнца, обусловленная наклоном эклиптики. Истинное Солнце и среднее экваториальное Солнце одновременно проходят точки весеннего и осеннего равноденствия. )
В результате перечисленных действий вводится новая система измерения времени – среднее солнечное время.
Среднее солнечное время обозначается m. Параметрами системы среднего солнечного времени являются:
1) механизм - вращение Земли вокруг оси;
2) масштаб - средние сутки - промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями среднего экваториального Солнца экв;
3) начальная точка - среднее экваториальное Солнце экв, нульпункт - средняя полночь, или момент нижней кульминации среднего экваториального Солнца;
4) способ отсчета. Мерой измерения среднего времени является геоцентрический часовой угол среднего экваториального Солнца tэкв плюс 12 часов.
m = t экв + 12h.
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..
общие принципы измер6ения времени
Одной из задач геодезической астрономии и космической геодезии является определение координат небесных тел в заданный момент времени. Построением астрономических шкал времени занимаются национальные службы времени и Международное бюро времени.
В основе всех известных способов построения непрерывных шкал времени лежат периодические процессы, например:
- вращение Земли вокруг своей оси;
- обращение Земли вокруг Солнца по орбите;
- обращение Луны вокруг Земли по орбите;
- качание маятника под действием силы тяжести;
- упругие колебания кристалла кварца под действием переменного тока;
- электромагнитные колебания молекул и атомов;
- радиоактивный распад ядер атомов и другие процессы.
В геодезической астрономии, астрометрии, небесной механике используются следующие системы времени:
1) системы звездного времени;
2) системы солнечного времени.
Эти системы основаны на вращении Земли вокруг оси. Это периодическое движение является в высшей степени равномерным, не ограниченным во времени и непрерывным на протяжении всего существования человечества.
Кроме того, в астрометрии и небесной механике используются
3) системы эфемеридного и динамического времени – идеальное построение равномерной шкалы времени;
4) система атомного времени – практическая реализация идеально равномерной шкалы времени
.16.1 звездное время
Звездное время обозначается s. Параметрами системы звездного времени являются:
1) механизм – вращение Земли вокруг своей оси;
2) масштаб - звездные сутки, равные промежутку времени между двумя пос ледовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия в пункте наблюдения;
3) начальная точка на небесной сфере - точка весен него равноденствия g, нульпункт (начало звездных суток) - момент верх ней кульминации точки g;
4) способ отсчета. Мера измерения звездного времени - часовой угол точки весеннего равноденствия, tg. Измерить его невозможно, но для любой звезды справедливо выражение
s = tg = a + t,
следовательно, зная прямое восхождение звезды a и вычисляя ее часовой угол t, можно определить звездное время s.
Система звездного времени применяется при определении географических координат пунктов на поверхности Земли и азимутов направления на земные предметы, при изуче нии неравномерностей суточного вращения Земли, при установлении нуль пунктов шкал других систем измерения времени. Эта система, хоть и широко применяется в астрономии, в повседневной жизни неудобна. Смена дня и ночи, обусловленная видимым суточным движением Солнца, создает вполне определенный цикл в деятельности человека на Земле. Поэтому издавна счисление времени ведется по суточному движению Солнца.
17.1.. солнечное истинное время
Система истинного солнечного времени (или истинное солнечное время - m) применяется при астрономических или геодезических наблюдениях Солнца. Параметры системы:
1) механизм - вращение Земли вокруг своей оси;
2) масштаб - истинные солнечные сутки - промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями центра истинного Солнца;
3) начальная точка - центр диска истинного Солнца - , нульпункт - истинная полночь, или момент нижней кульминации центра диска истинного Солнца;
4) cпособ отсчета. Мера измерения истинного солнечного времени - геоцентрический часовой угол истинного Солнца t плюс 12 часов:
m = t + 12h .
Единица истинного солнечного времени - секунда, равная 1/86400 истинных солнечных суток, не удовлетворяет основному требованию, предъявляемому к единице измерения времени - она не постоянна.
Причинами непостоянства шкалы истинного солнечного времени являются:
1) неравномерное движение Солнца по эклиптике вследствие эллиптичности орбиты Земли;
2) неравномерное возрастание прямого восхождения Солнца в течение года, так как Солнце по эклиптике, наклоненной к небесному экватору под углом примерно 23.50.
1
10.1.. Связь между координатами первой и второй экваториальных
систем.
В первой и второй экваториальных системах склонение d измеряется одним и тем же центральным углом и одной и той же дугой большого круга, значит, в этих системах d одно и то же.
Рассмотрим связь между t и a. Для этого определим часовой угол точки g - ее положение в первой экваториальной системе координат:
tg = QOg = Qg.
Из рис. 9 видно, что для любого светила справедливо равенство
tg = t + a.
Часовой угол точки весеннего равноденствия является мерой звездного времени s:
s = tg = t + a.
Последняя формула называется формулой звездного времени: сумма часового угла и прямого восхождения светила равна звездному времени.
Теорема 1. Географическая широта места наблюдения численно равна склонению зенита в точке наблюдения и равна высоте полюса мира над горизонтом: f = dz = hp.
Доказательство следует из рис. 10. Географическая широта f есть угол между плоскостью земного экватора и отвесной линией в пункте наблюдения, Moq. Склонение зенита dz есть угол между плоскостью небесного экватора и отвесной линией, ZMQ. Склонение зенита и широта равны как соответствующие углы при параллельных прямых. Высота полюса Мира, hp=PNMN, и склонение зенита dz равны между собой как углы между взаимно перпендикулярными сторонами. Итак, теорема 1 устанавливает связь координат географической, горизонтальной и экваториальной систем. Она положена в основу определения географических широт пунктов наблюдения.
Теорема 2. Разность часовых углов одного и тог0 же светила, измеренная в один и тот же физический момент времени в двух различных точках земной поверхности численно равна разности географических долгот этих точек на земной поверхности: t2 - t1 = l2 -l1.
Доказательство следует из рисунка … на котором показаны Земля и описанная вокруг нее небесная сфера. Разность долгот двух пунктов есть двугранный угол между меридианами этих пунктов; разность часовых углов светила s есть двугранный угол между двумя небесными меридианами этих пунктов. В силу параллельности небесных и земных меридианов, теорема доказана.
Вторая теорема сферической астрономии положена в основу определения долгот пунктов.
Рис.3. Основные круги, точки и линии небесной сферы
Q
НК
НК
НК
ВК
ВК
ВК
Z
Z'
N
S
PN
PS
Q'
2
3
Рис. 13 - Кульминации
Рис. 5 Горизонтальная
система координат
Рис. 6 Первая экваториальная
система координат
Рис. 7 Вторая экваториальная
система координат
t
PN
Z
s
900
q
Z
900-d
900-f
Рис.15 Прохождение светил
через первый вертикал
Рис. 9 Связь между первой и второй экваториальными системами координат