15. Эталонные системы времени. Эталонные системы счета времени

Атомное время TAI. В настоящее время наиболее равномерной и стабильной системой счета является шкала международного атомного времени TAI (ранее UTA), принятая с 1955 г. Ноль (начало отсчета) шкалы неизменен. Эта эталонная система времени не связана с суточным вращением Земли, т. е. с фактическим (солнечным) временем.

Всемирное время UT0 и UT1. Из астрономических наблюдений суточных движений звезд разных обсерваторий получают всемирное время UT0, время на мгновенном гринвичском меридиане, положение которого определено мгновенными положениями полюса Земли.

Эталонная система точного счета времени (суточного вращения Земли) UT1 (T_гр) определяется путем ввода средней поправки  за движение полюса к UT0.

Система всемирного времени UT1 (T_гр) составляет основу измерения времени в повседневной жизни.

Всемирным координированным временем UTС называется гринвичское время выраженное в атомных секундах и согласованное с точностью до  0,9^с со шкалой UT1.

Это время, введенное с 1964 г., не связано с суточным вращением Земли и предназначено для хранения и измерения времени в повседневной жизни на Земле. Для согласования шкалы времени UTC со шкалой времени UT1 секунда прибавляется либо пропускается в конце суток 31 декабря или 30 июня.

Земное динамическое время TDT. Это равномерное время, предназначенное для предвычисления данных астрономических ежегодников. Ранее, до 1986 г., употреблялось понятие «эфемеридное время».

16. Измерение экватор-х координат звезд. Прецессия, нутация, годичная абберация.

Прецессия. Форма Земли представляет собой геоид и отличается от сферы на величину экваториальных выступов (рис. 19).

На основании всемирного закона тяготения величина силы притяжения системы Солнца + Луна равна силе притяжения Земли

F = F + f₁ + f₂ ,

причем f₁ > f₂ за счет неравенства расстояний. Вследствие угла ε между осью мира и осью эклиптики образуется вращающий момент (плечо ρ и сила f), который будет перемещать ось Земли Это явление в механике называется прецессией.

Рис. 19

Прецессией называется постоянное (среднегодовое) изменение координат светил вследствие изменения положения оси Земли в пространстве под воздействием постоянной части сил притяжения Луны, Солнца и планет.

Вследствие прецессии полюс мира будет двигаться вокруг полюса эклиптики, а экватор наклонятся, отчего точка Овна будет ежегодно смещаться навстречу годовому движению Солнца на 50,3 в положение  (рис. 20). Поэтому тропический год короче полного оборота Солнца (звездный год) на 20^м24^с. Полюс мира Р_N опишет полную кривую (360°) за 26 000 лет.

Рис. 20

Прецессия от планет смещает полюс эклиптики на 47 в столетие и поэтому угол наклона эклиптики также изменяется на эту величину.

На рис. 20 показаны постоянные прецессии по  и  обозначенные m и n. По ним рассчитываются поправки координат светил за прецессию _пр и _пр.

Нутация. Изменение сил притяжения за счет изменения расстояний и направлений между Землей, Солнцем и Луной вызывают более быстрые колебания оси Земли называемых нутацией (рис. 20).

Нутацией называется периодическое изменение координат светил вследствие изменения положения оси Земли в пространстве под воздействием переменной части сил притяжения.

Период наибольшего колебания равен 18,6 года, что указывает на его связь с Луной. Координаты всех светил изменяются за счет нутации (_нут и _нут) на величину до 0,3.

Годичная аберрация. Годовое движение Земли вызывает смещение луча света от светила в направлении движения Земли, которое называется годичной аберрацией.

Годичной аберрацией называется смещение луча света от светила за счет годового орбитального движения Земли.

Причиной возникновения явления годичной аберрации (рис. 21) является сопоставимость орбитальной скорости Земли V_з = 30 км/с со скоростью света С = 310⁵ км/с.

Рис. 21

Наблюдатель на Земле направит ось телескопа на звезду С в точке А₁. Луч света от звезды затратит на прохождение отрезка В₁А₁ (длина телескопа) промежуток времени Т. За это время наблюдатель сместится по орбите в точку А₂ и луч света (положение звезды С') сместится из центра телескопа в направлении А₂В₂. Чтобы видеть звезду в центре телескопа, его надо наклонить в положение А₁В₂ на угол у, величина которого определится по формуле синусов из А₁В₂А₂

,

где u – угол наклона телескопа к направлению движения Земли.

Так как угол у мал, то sin y = у arc 1 и он определится формулой

, (31)

где k = 20,5 – постоянная аберрации.

По величине у рассчитываются поправки координат _абер и _абер светил за годичную аберрацию.

Изменение экваториальных координат звезд. Видимые координаты звезд _в и _в непрерывно изменяются по следующим причинам:

• смещение координатной сетки, вызванное прецессией и нутацией;

• собственное движение звезд;

• годичная аберрация, вызванная движением Земли.

В результате точных обсерваторных наблюдений рассчитываются средние координаты светил ₀, ₀ и их годовые изменения за счет собственного движения (_, _), которые помещаются в звездные каталоги на начальный момент – эпоху, например начало 2000 г.

Видимые координаты звезд на момент наблюдений рассчитываются по формулам :



(32)

_в= ₀+(_пр+ _) t + _нут+ _абер;

_в= ₀+(_пр+ _) t + _нут+ _абер.

где t – число лет в тропических годах от начальной эпохи.

После учета прецессии и собственного движения получим средние места звезд на момент наблюдений. После учета действия нутации получим истинные координаты и после учета поправки за аберрацию – видимые координаты звезд. Таким методом предвычисляются координаты звезд на несколько лет вперед, которые приводятся в астрономических ежегодниках.