Справочное руководство по небесной механике и астродинамике -
Скачать (прямая ссылка):
определяется и измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия Т
(рис. 56). Местное зрездное время основного (гриничского) меридиана
называется
§ 3.(12]
ГЛ. 3. ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ
153
гриничским звездным временем S. Имеем соотношение
s = S - I, (1.3.01)
где I ¦- долгота места наблюдения (считается положительной к западу от
Гринича и отрицательной к востоку) .
Как уже было указано выше, положение плоскости меридиана истинной точки
весеннего равноденствия ТИСт не остается неизменным, так как точка весны
-Тист участвует в сложном движении: она движется в плоскости эклиптики со
скоростью 50",25 в год (общая прецессия по долготе - см. гл. 2). На общую
прецессию в долготе накладываются периодические колебания (нутация).
Соответствующее истинной точке весны ТИст звездное время называется
истинным звездным временем.
Истинную точку весеннего равноденствия Тист можно заменить средней точкой
весны ТСред, которая обладает только прецессионным &
Движением и определяет среднее Рис. 56. Местное ззезд'юе время.
равноденствие даты. Звездное время, измеряемое часовым углом средней
точки весеннего равноденствия Тсред, называется средним звездным временем
и отличается от истинного звездного времени на величину полной нутации по
прямому восхождению
(А-ф + di|j) cose.
Звездное время s легко измеримо: оно равно прямому вое* хождению а в
момент прохождения звезды через местный меридиан
s = а при ? = 0.
Гриничское звездное время в этот момент равно
S = а + /.
Следует помннть, что для каждой звезды существует критическая дата, в
которую происходят две верхние кульминации этой звезды: одна не позже
3m56s после начала даты, другая - не ранее Зт563 до начала следующей
даты, вследствие того, что звездные сутки на 3m56s короче средних
солнечных (см. стр. 160, 161).
154 Ч. I. СФЕРИЧЕСКАЯ И ЭФЕМЕРИДНАЯ АСТРОНОМИЙ [§ 3.02
Прямые восхождения звезд при определениях времени берутся из
фундаментальных каталогов звездных положений с учетом движения точки
весеннего равноденствия (§ 2.26). По решению XI Генеральной ассамблеи MAC
(Беркли, США; 1961) для этой цели рекомендован "The Fourth Fundamental
Catalogue" (FK.4).
При определении звездного времени, кроме прецессии и нутации точки
весеннего равноденствия, учитывают также изменение положения плоскости
местного меридиана вследствие движения полюсов Земли и
короткопериодических неравенств в угловой скорости ее вращения.
Период вращения Земли в эфемеридных секундах можно представить формулой
Р = 8616^(r), 10087 + 0Я,001635 Т + 1,816 АВ",
где Т - время в юлианских столетиях по 36 525 эфемеридных суток от эпохи
1900, янв. 0,5 ЕТ, А В" - суточное изменение флуктуации долготы Луны В'',
входящей в выражение редукции АТ для перехода от всемирного времени UT к
эфемерид-ному ЕТ:
АГ= + 24s,349 + 72s,318 Т + 29s,950 Т2 + 1,82144 В"
(см. § 3.06).
Из-за прецессии средние звездные сутки продолжительностью в 24h среднего
звездного времени на 0s,0084 короче действительного периода вращения
Земли. Истинные звездные сутки отличаются от периода вращения Земли на
переменную величину, зависящую от нутации земной оси вращения.
Истинное звездное время из-за своей неравномерности непригодно для
измерения промежутков времени и применяется только для определения
моментов времени (эпох).
Выражение часового угла истинной точки весеннего равноденствия |Тист
относительно мгновенного местного меридиана можно представить в виде
t
s = So + ^ и dt + р cos е° - а + А-ф cos е0 - - A ip Ав sin е0 - А/ + б/,
U (1.3.02)
где t - равномерно меняющееся время ньютоновой механики, (р cos е° - а)-
общая прецессия по прямому восхождению,
(А'Ф cos е0-А'Ф Aesine^ - нутация по прямому восхождению,
(-А/+ б/)-изменение положения плоскости местного меридиана из-за движения
полюсов и изменения направления верти-
§ 3.02]
ГЛ. 3. ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ
155
кали, е° - средний наклон эклиптики в фундаментальную эпоху 1900, янв.
0,5, Ео - средний наклон эклиптики даты.
Истинное солнечное время (у) - часовой угол центра истинного Солнца
относительно местного меридиана с долготой I от Гринича, измененный на
12h.
Среднее солнечное время (m) - часовой угол центра среднего
экваториального Солнца относительно местного меридиана с долготой I от
Гринича, измененный на 12h.
".Разность E~v - m называется уравнением времени и выражается
приближенным равенством
Е = 460s sin g - 592s sin 2 (Г + g),
где g - средняя аномалия истинного Солнца, Г - средняя долгота перигея
солнечной орбиты. График уравнения времени Е представлен на рис. 57.
Значение величины "уравнение времени Е + 12ь" на начало каждых суток года
приводится в астрономических ежегодниках.
Всемирное время (М) - это местное среднее солнечное время на гриничском
меридиане. Соответствующая система измерения времени - система всемирного
времени, обозначаемая UT (Universal Time) [или TU (Temps Universel), или
WZ (Weltzeit)], применяется для фиксации моментов наблюдения небесных
