Справочное руководство по небесной механике и астродинамике -
Скачать (прямая ссылка):
истинному равноденствию и экватору даты Т, вычисляются при помощи
следующих соотношений:
Чтобы определить соответствующие геоцентрические экваториальные
координаты X, У, Z точки R, необходимо к координатам х, у, z прибавить
геоцентрические экваториальные координаты Луны х^, у^, вычисляемые на
основе эфемериды видимых сферических лунных координат а^, 6^, sinn^:
Если известны геоцентрические координаты ро, ср', I обсерватории О, то ее
прямоугольные координаты х0, уо, %о определяются формулами
где s - истинное местное звездное время. Таким образом, окончательно
находим
и искомое топоцентрическое расстояние D вычисляем как
У Г = Яср(-в)г(-Q -a -Ail>f)p(/+-p)X
X г (180° - <[ - t + Q + cf + A*,)
( COS Я COS Р } < sin Я cos р >
I sin р J
т. е.
D = {X2 + У2 + Z2)'1'.
148 Ч. I. СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ [§ 2.28
Предыдущие формулы могут быть с успехом применены и к вычислению
геоцентрических сферических геоэкваториальных координат точек лунной
поверхности, например, лунного кратера Mosting А. Действительно,
У X
smak = -^, cos a* = -щ,
- Z _ D,
s\r\bk = -Q, cosfi * = -qL,
где
D, = (X2 -f Г2)'/г = (D2 - Z2)7'.
В случае кратера Mosting A Ri = 1739,5 km.
Синус параллакса кратера Mosting А вычисляется по формуле
sin Pi = Tf i ae = 6378,160 km, если D выражено в километрах.
Глава 3
ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ
Исторически в современной астрономии сложились три системы измерения
времени, из которых две - всемирное время и звездное время - связаны с
вращением Земли вокруг оси, а система эфемеридного времени основана на
движении Земли, Луны и планет Солнечной системы по их орбитам
(гелиоцентрическим в случае планет и геоцентрической для Луны).
Кроме того, в настоящее время введена система атомного времени,
основанная на электромагнитных колебаниях, поглощаемых или излучаемых при
квантовых переходах атомов (и молекул) на различные энергетические
уровни, например, цезия или водорода. Все эти вопросы и рассматриваются в
настоящей главе.
§ 3.01. Основные понятия и определения
Естественными единицами измерения звездного времени и солнечного времени
являются соответственно звездные сутки и истинные солнечные сутки.
Течение звездного времени определяется суточным движением по небесной
сфере звезд или точки весеннего равноденствия; за точку, определяющую
своим суточным движением по небесной сфере истинное солнечное время,
принимают центр видимого диска Солнца. Однако на практике применение
истинного солнечного времени затруднено тем, что изменения часового угла
центра истинного Солнца непропорциональны углам поворота Земли вокруг
оси, так как Солнце движется не по экватору, а по эклиптике, и притом
неравномерно. Поэтому вводят среднее экваториальное Солнце - фиктивную
точку, равномерно движущуюся по экватору таким образом, чтобы в каждый
момент времени t ее прямое восхождение А было равно средней долготе
Солнца L, т. е. чтобы было А = L0 n(t - /0). где L0 - средняя долгота
Солнца в начальную эпоху /0.
Промежуток времени между двумя последовательными одноименными
кульминациями точки весеннего равноденствия Т. на одном и том же
меридиане называется звездными сутками.
150 Ч. I. СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЯ [§ 3.01
В зависимости от того, какую точку весеннего равноденствия рассматривают-
истинную (учитывается прецессия и полная нутация), квазиистинную
(прецессия + долгопериодическая нутация) или среднюю (только прецессия) -
различают истинные, квазиистинные или средние звездные сутки.
Промежуток времени между двумя последовательными одноименными
кульминациями истинного (среднего экваториального) Солнца на одном и том
же меридиане называется истинными (средними) сутками.
Вращение небесной сферы происходит неравномерно, поэтому последовательные
кульминации точки весеннего равноденствия |Т происходят через неравные
промежутки времени, и продолжительность звездных суток как основной
единицы измерения времени, а также секунды - основной физической единицы
времени, определяемой как 1/86400 часть суток, непостоянна. По этой
причине была введена равномерная шкала времени, не связанная с вращением
Земли и основанная на гравитационной теории движения небесных тел:
независимая переменная, входящая в дифференциальные уравнения движения,
определяет эфемеридное время - равномерное время ньютоновой механики.
Длительность эфемеридной секунды установлена заранее. Ее принимают равной
1/31556925,9747 части тропического года, равного
365,24219879 эфемеридных суток, в фундаментальную эпоху нью-комовых
"Таблиц движения Солнца", т. е. 1900, янв. О, 12h, когда геометрическая
средняя долгота Солнца была равна 279° 41'48",04 (см. § 3.05).
Для измерения более продолжительных промежутков времени в качестве
единицы вводят период одного обращения Луны вокруг Земли - синодический
месяц (лунация).
С видимым движением Солнца относительно Земли по эклиптике связана еще
одна единица измерения времени - год. Применяются три годовых периода
