Справочное руководство по небесной механике и астродинамике -
Скачать (прямая ссылка):
равна
Др = - n sec б sin a ¦ (t -t0), (1.2.80)
где t -10 выражается в тропических годах, п = 0°,0056.
В малой области небесной сферы поправки за прецессию и . нутацию к
координатам объектов, обладающих собственным дви-. жением, мало
отличаются от поправок к координатам соседних звезд. Так как координаты
звезд даны в системе среднего экватора и равноденствия эпохи 1950,0 или
начала другого бесселева года, то координаты объекта с собственным
движением, отнесенные к этой же системе, получаются исправлением за
дифференциальную прецессию и нутацию поправками:
A(Aa) = gcos(G + a)tg6Aa + gsin(G + a)sec26 дб, j м 2 80а')
Д (Дб) = - g sin (G + а) Да. J
Дифференциальные координаты .небесного объекта, движущегося относительно
звезды сравнения, отягощены влиянием дифференциальной аберрации. Ее учет
производится прибавле-
140 Ч. I. СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ [§ 2.25
нием к наблюденным разностям координат Да и Дб (в смысле "объект минус
звезда") следующих поправок:
Д(Да)= - A cos (Я + а) sec 6 Да - Asin(tf + a)sec6tg6A6, Д (Дб) = Л sin
(Я + a) sin б Да - A cos (Я + a) cos б Дб.
} (1-2.
81)
Для редукции наблюденного топоцентрического углового расстояния s' между
двумя небесными объектами к геоцентрическому угловому расстоянию s между
ними применяется формула
cos s = cos (z, - гЛ - rcos(z' - г'Л - cos s'] -sw-^,, (1.2.82)
v ' J sin z, sin г1
где Z\, z2 - геоцентрические зенитные расстояния объектов, г\, z2-
топоцентрические зенитные расстояния.
Для небесных объектов, проекции которых на небесной сфере расположены
очень близко друг к другу, дифференциальный параллакс в прямом
восхождении а, склонении б и геоцентрическом расстоянии Д определяется
равенствами
d (a - a') = - °0~д5 [ctg t' (a - a') - tg 6' (6 - 6') +
, 206265 .. А,Л
+ -(A - A )J.
d (6 - 6') = - [2 (6 - 6') A-Д. 4
¦ (1.2.83)
+ sin 26' (a - a')2
1
tf (Д - A')
A'
(206265)'
2 01,1 " > 206265
[(6 - 6')2 + cos2 6' (a - a')2]-
]•
§ 2.25. Сравнение теории с наблюдениями
Главное назначение эфемерид Солнца, Луны и больших планет, публикуемых в
астрономических ежегодниках, состоит в том, что они составляют основу
сравнения соответствующих теорий движения с наблюдениями. С точностью до
ограничений, налагаемых методами, положенными в основу разработки теории
движения, эфемеридные положения планет систематически отличаются от
действительных их положений из-за ошибок параметров теории (числовых
значений астрономических постоянных, элементов орбит и масс планет).
Точность вычисления эфемерид такова, что случайные ошибки округления на
различных этапах вычислительной работы пренебрежимо малы по сравнению со
случайными ошибками наблюдений.
Основные эфемериды астрономических ежегодников вообще дают видимые
положения планет, отнесенные к истинному рав-
§ 2.251
ГЛ. 2, РЕДУКЦИОННЫЕ ВЫЧИСЛЕНИЯ
141
ноденствию даты, непосредственно сравнимые, таким образом, с
наблюдениями. Поэтому достаточно ввести все необходимые редукции в
наблюденное положение небесного объекта и сравнить его с эфемеридным
положением этого объекта, полученным интерполированием в эфемериде на
момент наблюдения, выраженный в эфемеридном времени (точнее, в шкале
всемирного времени UT, исправленного введением приближенной поправки за
эфемеридное время АТ, см. §§ 3.05 и 3.06). В случае меридианных
наблюдений эти редукции слагаются из поправок за инструментальные
погрешности, рефракцию, параллакс, фазу, суточную аберрацию, изменяемость
широты места наблюдения (если последняя поправка не включена в поправку
за параллакс) .
Наблюденные положения слабых объектов определяются дифференциальными
методами, основанными на измерении разностей между соответствующими
координатами объекта и координатами звезд, лежащих в его непосредственной
окрестности. При редукции фотографических наблюдений влияние
дифференциальной рефракции и аберрации учитывается в постоянных
пластинки, координаты наблюдаемого объекта получаются в том же виде, что
и координаты опорных звезд, и отнесены к тому же равноденствию и
экватору. Положения опорных звезд являются обычно средними местами,
взятыми из некоторого фундаментального каталога (§ 2.26), поэтому
наблюденное положение является астрометрическим положением, и при
редукции к стандартному равноденствию эпохи 1950,0 оно непосредственно
сравнимо с астрометрической эфемеридой. Дифференциальная прецессия и
нутация не входят в редукцию фотографического наблюдения, однако следует
учесть поправку за параллакс.
Микрометрические измерения (привязки) наблюдаемого объекта относительно
соседних звезд иногда производятся визуально и определяют положение
объекта, сравнимое с астрометрической эфемеридой. В этом случае
необходимо, строго говоря, учесть поправки за дифференциальные различия в
рефракции, аберрации, прецессии и нутации между положениями опорной
звезды и объекта. Эти поправки прибавляются к положению звезды сравнения
вместе с соответствующими разностями координат. Однако в большинстве
