книги из ГПНТБ / Куликов, К. А. Курс сферической астрономии учебник

60 ИЗМЕРЕНИЕ ВРЕМЕНИ [ГЛ. III

нашей эры. Вообще различных дат «сотворения мира» было много, все они были придуманы в разные времена без всякого реального основания.

За последние годы выдвинуто несколько проектов ре­ формы календаря. Они направлены не на улучшение согласования календарного года с тропическим, которое вполне удовлетворительно, а на более равномерное раз­ деление года. Экономические и хозяйственные задачи делают желательным сведение числа дней в месяцах и кварталах к одинаковым величинам.

Для согласования различных систем хронологического счета удобно применять непрерывный счет дней. Для этого введены так называемые юлианские дни, которые

непрерывно считаются через годы, столетия и тысячеле­ тия, начиная с полудня 1 января 4713 г. до нашей эры. При этом началом каждого юлианского дня считается средний гринвичский полдень. В Астрономических еже­ годниках даются таблицы, в которых указывается, сколь­ ко юлианских дней прошло к моменту гринвичского полудня каждого дня. С помощью таблицы юлианских дней задача о числе суток, протекших между заданными датами, решается достаточно просто. Например, нужно найти, сколько пройдет суток между 1 июля 1662 г. и 10 августа 1970 г. Для этих двух дат за соответствую­ щие годы в Ежегоднике находим:

При счете юлианских дней следует учитывать, что при­ водимые в таблицах Астрономического Ежегодника круг­ лые даты, например, 1960, январь 0, относятся к полудню 31 декабря 1959 г. и дата январь 0 фактически является 31 декабря. Юлианский счет дней ничего общего не имеет с юлианским календарем. Юлианский счет предложен ученым Скалигером из г. Лейдена в XVI в. и назван им в честь своего отца Юлия.

В астрономической практике для сравнения наблюде­ ний, полученных в различные моменты времени, принят

§ 21] НЕРАВНОМЕРНОСТЬ ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ 61

так называемый бесселев год. В его основу положены

следующие соображения.

Расстояние от Солнца до Земли свет проходит за 499,012 средних секунд. За этот промежуток времени Солнце смещается по эклиптике к востоку на 20",496. Значит, центр солнечного диска наблюдается нами всегда смещенным по эклиптике к западу от истинного его по; ложения на величину 20",496. Бессель предложил при­ нять для вычислений год, по продолжительности всегда равный среднему тропическому году, и за начало этого года принимать строго один и тот же момент, когда средняя долгота Солнца, уменьшенная на величину 20",496, в точности равна 280°. Определяемый таким начальным моментом год и носит название бесселева года. Продолжительность бесселева года, выраженная в эфемеридном времени, практически постоянная (увеличи­

вается только на 0s,09 в столетие) и совпадает с продол­ жительностью тропического года (точнее, меньше тро­

пического на 0s,148 в столетие). Положение системы координат, какое она занимала в момент начала какого-ни­ будь бесселева года, является тем положением, к которому относят все наблюдения данного года. Обозначается на­ чало бесселева года номером года с нулем после запятой, например, 1900,0. Начало бесселева года по времени очень близко к началу календарного года, но различно для разных лет. Даты в бесселевом году определяются не числами месяцев, а количеством дней или долями года. Начало бесселева года и доли бесселева года для каждой даты приводятся в Астрономическом Ежегоднике. : <

§ 21. Неравномерность вращения Земли

Полученное из астрономических наблюдений время, основанное на периоде вращения Земли вокруг своей оси, называется астрономическим временем. Однако Земля вращается вокруг своей оси неравномерно и поэтому и астрономическое время не строго равномерно. Этот факт может быть обнаружен путем сравнения астрономического времени с любым другим более равномерным временем, определяемым по независимым от вращения Земли часам. Таким временем может быть время, лежащее в основе гравитационной теории движения тел Солнечной системы,

62 ИЗМЕРЕНИЕ ВРЕМЕНИ [ГЛ. III

либо время, определяемое ходом кварцевых часов, моле­ кулярными и атомными стандартами частоты.

Сопоставление моментов затмений, наблюдавшихся в древности, с их моментами, вычисленными на основании гравитационной теории, привело Галлея в 1693 г. к за­ ключению, что «прежде Луна двигалась медленнее, чем в настоящее время». Это ускорение Луны могло быть либо реальным, происходящим из-за увеличения скорости обращения ее вокруг Земли, либо кажущимся, из-за уменьшения скорости вращения Земли вокруг своей оси. В XIX столетии были обнаружены отклонения от теории также и в движениях Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и спутников Юпитера. Поскольку величины этих откло­ нений у всех светил были пропорциональны их средним движениям, то ясно, что эти изменения в движениях све­ тил являются кажущимися и происходят вследствие реаль­ ных изменений скорости вращения Земли вокруг своей оси. Сопоставление астрономического времени с равно­ мерным временем, положенным в основу гравитационной теории, позволяет выявить лишь значительные изменения скорости вращения Земли за большой промежуток вре­ мени.

В тридцатых годах нашего столетия были созданы кварцевые часы, применение которых позволило обна­ ружить годовые изменения скорости вращения Земли. Введение в действие первого атомного стандарта частоты в 1955 хг. позволило создать практически равномерное атомное время, использование которого открывает прин­ ципиальную возможность выявить все детали изменения скорости вращения Земли. Однако точность определения астрономического времени не позволяет использовать все преимущества атомного времени.

В настоящее время принято рассматривать три типа неравномерностей вращения Земли: вековое замедление,

сезонные колебания и нерегулярные изменения угловой

скорости вращения Земли.

|В результате векового замедления длительность суток

непрерывно возрастает примерно на 0s,001—0s,002 в столетие. Главной причиной этого замедления является приливное трение.

Сезонные колебания скорости вращения Земли могут быть представлены двумя волнами с годичным и полуго­

дичным периодами. Так, по данным за 1956—1965 гг, отклонение продолжительности суток от средней за год представляется равенством

а второй — полугодичную волну. Годичная волна показы­ вает, что самые длинные сутки наблюдаются в январе, а самые короткие в июле. Разность между ними равна примерно 1 мсек. Полугодичная волна дает максимальную^

вращения частично вызываются приливными деформациями твердого тела Земли, но главную роль в их возникновении играет атмосферная циркуляция. Зимой атмосфера тор­ мозит вращение Земли, а летом ускоряет его. Наблюдения показывают, что амплитуды и фазы сезонных колебаний не остаются постоянными от года к году.

В результате нерегулярных изменений продолжитель­ ность суток увеличивается или уменьшается на несколько тысячных долей секунды. Резкие изменения в скорости происходят через разные промежутки времени и сравни­ тельно быстро. Причины нерегулярных изменений не вполне ясны.

§ 22. Эфемеридное время

Сейчас существуют два понятия времени: неравномер­ ное — астрономическое, определяемое действительным вращением Земли, и равномерное, служащее аргументом при различных вычислениях. Последнее называется в астрономии ньютоновским или эфемеридным временем, так

как служит для вычисления астрономических эфемерид. Понятие эфемеридного времени было введено на Париж­ ской Международной конференции по фундаментальным постоянным в 1950 г. именно для того, чтобы отличить равномерно текущее время, которое участвует в законах динамики, от всемирного времени, определяемого враще­ нием Земли. Теоретические заранее вычисленные положе­ ния небесных тел Солнечной системы, в любой системе

64 ИЗМЕРЕНИЕ ВРЕМЕНИ t V J l . Ш

координат (будь то прямоугольные экваториальные или любые другие координаты) являются функциями равно­ мерного эфемеридного времени. Полученные из наблю­ дений положения этих тел являются функциями неравно­ мерного времени. Ввиду этого наблюденные положения Солнцами планет отличаются от их положений, выведен­ ных из теории.

Весьма важной задачей современной астрономии яв­ ляется нахождение разности A ts между эфемеридным и всемирным временем. Прибавлением величины Ats к

всемирному времени, получаемому из наблюдений, име­ ется возможность получать эфемеридное время, по кото­ рому в Астронономическом Ежегоднике СССР, начиная с 1960 г., даются все эфемериды (Солнца, Луны, планет

ит. д.), за исключением таких разделов Ежегодника, как покрытия и затмения, где предвычисления делаются по всемирному времени. Поправка Ats получается из следую­

щих соображений.

По законам небесной механики можно определить по­ ложения (например, прямые восхождения или долготы) Солнца, Луны и планет на накоторое время (несколько де­ сятилетий) вперед. Такая работа была проделана в свое время Ньюкомбом, который вычислил координаты Солнца

ипланет и представил их в виде таблиц. Однако впослед­ ствии было обнаружено, что координаты перечисленных

светил, напечатанные в таблицах Ньюкомба, не сходятся с координатами этих же светил, получаемыми из наблю­ дений. Так, например, Спенсер Джонс обнаружил, что средняя долгота Солнца, приведенная на определенный момент в таблицах Ньюкомба, не сходится с наблюден­ ной долготой в этот же момент. Чтобы согласовать между собой эти две долготы, нужно, как это нашел Спенсер Джонс, прибавить к средней долготе Солнца, взятой из таблиц Ньюкомба, поправку, имеющую вид

где Т — время, отсчитываемое (в тропических столетиях)

от начальной эпохи 1900, январь 0, средний гринвичский полдень, а В — флуктуации в долготе Луны, происходя­

щие вследствие нерегулярных изменений скорости вра­ щения Земли.

Земли. Время, получаемое с помощью таких часов, назы­ вается атомным временем. ’За единицу атомного времени

принята атомная секунда, которая определена как про­ должительность 9 192 631 770 электромагнитных коле­ баний, соответствующих переходу атома цезия 133 из од­ ного энергетического состояния в другое. Равномерность атомного времени значительно выше, чем времени, полу­ чаемого из астрономических наблюдений.

В связи с введением новых понятий в международной практике принята следующая система обозначений.

Среднее солнечное время на гринвичском меридиане, которое, как было сказано в § 14, называется всемирным временем, обозначается через TU0. Из-за движения по­ люса время TU0, определенное в различных точках Земли, будет искажаться из-за изменения долготы и в него необходимо ввести поправку АХ за движение полю­

са. Полученное таким образом всемирное время обозна­ чается TU1:

TU1 = TU0 + АХ.

Значения поправок АХ вычисляются Международной служ­

бой движения полюса (МСДП) в Мицузаве (Япония), которая, в сотрудничестве с Международным Бюро вре­ мени в Париже публикует координаты истинного полюса в Циркулярах МБВ.

Вследствие неравномерности вращения Земли всемир­ ное время TU1 является неравномерным. Чтобы как-то выравнять время TU1, его исправляют поправкой A T S

за сезонные колебания скорости вращения Земли. Время, полученное таким образом, называется квазиравномерным

всемирным временем и обозначается TU2:

TU2 = TUI + ATs = TU0 + АХ + А Т8.

Поправки АГ, экстраполируются Международным Бюро времени и публикуются в его бюллетенях. Время TU2 все же не является равномерным. Чтобы получить более равномерную шкалу времени, используют наблюдения тел Солнечной системы и, в частности, Луны.

Наблюденные положения этих тел являются функ­ циями неравномерного всемирного времени, TU2, в то время как вычисленные — функциями равномерного эфемеридного времени ТЕ. Сопоставление наблюденного

и вычисленного положения рассматриваемого тела позво­ ляет определить поправку At, которую необходимо при­ бавить к времени TU2, чтобы получить эфемеридное время

ТЕ = TU2 + At.

Поправки для перевода всемирного времени в эфемерид­ ное публикуются во всех Астрономических Ежегодни­ ках.

Атомное время, полученное по осредненным показа­ ниям атомных часов группы лабораторий разных стран, получило обозначение ТА1. Сигналы точного времени с 1 января 1972 г. стали передаваться в системе несколько иного атомного времени, которое назвали TUC — Всемир­ ное координированное время.

Время TUC отличается от времени ТА1 лишь тем, что когда различие между сигналами времени TU1 и TUC достигает 0,7 секунды, время TUC подгоняется к TU1 путем прибавления (или вычитания) из времени''-TUC одной секунды. Такая коррекция делается обычно только в начале и в середине года — 1 января и 1 июля. Таким образом, шкала TUC, оставаясь равномерной с высокой степенью точности, не расходится более, чем на 0,7 се­ кунды с астрономической шкалой.

ПРИМЕРЫ К ГЛАВЕ ТРЕТЬЕЙ

Пример 10. Всемирное время Т0 = 7h48m30s,5. Найти соот­ ветствующее ему поясное время в Москве.

Р е ш е н и е . Москва лежит во 2-м поясе, поэтому N = 2h. Применяем формулы:

Т П = Т 0 + А ;

Тп = 7h48m30s,5 + 2h = 9h48m30s,5.

Пример И. Всемирное время Т0 = 22h10m30s,5. Найти соот­ ветствующее ему декретное время в Москве.

Р е ш е н и е . Применяем формулы:

Поскольку Москва лежит к востоку от нулевого меридиана, это означает, что в Москве будет l h10m30p,5 следующей даты.

3*

Пример 12. В некоторый момент часы, установленные по декрет­ ному времени, показывают в Ташкенте Тц = 15h7m44s,8. Найти со­ ответствующее этому моменту всемирное время.

Р е ш е н и е . Ташкент лежит в 5-м поясе; N == 5h. Применяем формулы:

Пример 14. Местное среднее время пункта наблюдения, лежа­

Ти = m + TV — Я, Гд = m -f TV— X — l h;

Тп = 6h10m50s, 0 + 4h — 3h42ml s, 4 = 6h28m48s,6.

Так как декретное время впереди поясного на l h, то будем иметь

Гд = Тп + l h = 6h28ra48s, 6 -f l h = 7h28m48s,6.

Пример 15. Найти звездное время, соответствующее22h45m48s, 30 среднего московского времени в пункте А с восточной долготой

В пункте А полночь наступит на 31100m20s,00, т. е. на 3h,006 раньше, чем в Гринвиче. Поэтому звездное время, которое растет

на 9s,856 в час, в пункте А , в местную полночь на

9s,856- 3,006 = 29s,63

меньше, чем в Гринвиче. Значит, звездное время в среднюю москов­ скую полночь в пункте А будет

so = 2'‘37m41s,21 — 293,63 = 2h37ml l s,58.

22h49m32s,66. Следовательно, искомое звездное время будет.

5 = 2Ь37™1Г,58 + 22h49m32s,66 = l h26m44s,24.

Пример 16. 24 октября 1976 г. в некотором пункте с восточной долготой X = 4h00m10S’8 истинное солнечной время равно mg =

_ gh12m25s,0. Найти для этого момента среднее время га.

Р е ш е н и е . Прежде всего находим истинное солнечное вре­ мя в Гринвиче:

m0 rp = т@ — 1 = 8h12m253,0 — 4h00m10s,8 = 4 h12m14s,2.

Из Астрономического Ежегодника на 1976 г. находим уравнение времени т] для истинных гринвичских полудней 24 и 25 октября по

формуле ц = Е — 12h:

24.Х г) = 12h15m44\68 — 12h = 15m43\68,

25.Х ri= 12h15m513,96 — 12h = 15m51\96.

Интерполируем уравнение времени на момент 4tl12m14s,2 истинного солнечного времени в Гринвиче 24.X .1976 г. и получаем

г| = 15ra45s,96,

или приближенно,

г| = 15тп46, ,0.

Это будет уравнение времени и для момента 8h12m25s,0 истинного солнечного времени в данном пункте.

Среднее солнечное время га = гаq — ц будет

m = 8h12m25s — 15m46’ = 7h56m 39s .

Пример 17. 1 марта 1976 г. в одном из населенных пунктов

местное звездное время s = 81112га30\0 . Найти местное среднее сол­ нечное время в пункте в этот же момент, если долгота пункта X =

и по формуле

s0= J o — T7fr-3m568,555 24

получаем звездное время s0 в среднюю местную полночь 1 марта