книги / Сферическая астрономия
..pdfУЕК к системе 1ТК.Р2000 МСВЗ рекомендует использовать средний эллипсоид 1ЕК596.
3.Координаты телескопов из системы 1ТКЕ2000 преобразуют ся в геоцентрическую небесную систему координат (ССКЗ), движущуюся вместе с Землей. Это преобразование включает ряд поворотов систем координат, которые представляются в результате одной матрицей вращения (6.54).
4.Используя преобразования Лоренца, координаты телескопов преобразуются к системе отсчета ВСКЗ с началом в барицен тре Солнечной системы.
5.Задержка прихода сигнала на антенну с номером 2 вычисляет ся в шкале координатного времени в барицентрической систе ме координат. К полученной задержке добавляется гравитаци онная задержка сигнала.
6.С помощью обратного преобразования Лоренца задержка из барицентрической преобразуется в геоцентрическую небесную систему, движущуюся с Землей, и вычисляется геометриче ская геоцентрическая задержка.
7.Для вычисления расчетной задержки к геометрической за держке добавляются поправки, вызванные рассинхронизаци ей часов, задержкой сигнала в тропосфере и ионосфере Земли.
Чтобы получить частоту интерференции, необходимо продиф ференцировать по времени выражение для задержки.
7.2. Вычисление гравитационной задержки
Радиосигнал в Солнечной системе распространяется в гравита ционном поле, которое создается Солнцем и другими телами. С до статочной точностью гравитационное поле Солнца и планет мож но аппроксимировать полем тяготения точечной массы. В этом слу чае для вычисления гравитационной задержки можно использовать формулы, полученные в § 5.6. Как говорилось, в гравитационном поле не только искривляется траектория фотона, но и изменяется его координатная скорость. Если первая причина приводит к изме нению положения источника на небе, то вторая — к дополнитель ной задержке сигнала при прохождении им гравитационного поля.
Изменение скорости фотона пропорционально С М / гс2 (5.135). Лег ко показать, что изменение длины пути вследствие отклонения тра ектории фотона от прямолинейной является величиной второго по рядка малости по параметру С М /гс2. Поэтому этим эффектом, по сравнению с изменением скорости фотона, можно пренебречь.
Задержку сигнала в гравитационном поле в этом случае мож но рассчитать, взяв прямолинейную траекторию фотона (рис. 7.1). Пусть событие испускания фотона описывается координатами 18, а приема —1е>те{1е). Так как при прохождении сферичёскйсимметричного гравитационного поля траектория фотона лежит в плоскости, то для вычисления задержки введем систему координат (ж, у) с началом в центре гравитирующего тела, причем ось ж напра
вим параллельно волновому вектору к.
Уа
X
Рис. 7.1. Гравитационная задержка сигнала в поле Солнца.
В этой системе координат для вычисления гравитационной за держки воспользуемся уравнением (5.135). Для этого перепишем уравнение (5.135) следующим образом:
Так как г = у / х 2 + Гд, то интегралы тоже легко вычисляются:
Ф е - * » ) = ( Х е - Жв)+
+ 2— |
С М |
( хе |
С% |
• (7.6) |
|
°2 Х3 + у / х 2 + Г $ |
Ул/^е + г0 у/х2з + г0 |
Первый член в формуле (7.6) представляет геометрическую задерж ку сигнала в ньютоновом приближении, второй и третий члены — релятивистскую задержку сигнала. Для численной оценки реляти вистской задержки важен лишь второй член в (7.6), так как третий член дает слишком малый вклад.
Если ввести обозначения: г8 = |гв|,гв = |
|гс|, то уравнение (7.6) |
||
можно записать в виде: |
|
|
|
Ф е - *») = М * в) - Ге(ге)| + |
с |
Ь — -^ ~ е ■ |
(7.7) |
|
г$ *к -г г8 |
|
Таким образом, в присутствии гравитационного поля массивного те ла свету необходимо большее время для прохождения данного рас стояния, чем следует из ньютоновской теории тяготения.
Чтобы найти гравитационную задержку для радиоинтерферо метра, воспользуемся уравнениями (7.3) и (7.7):
Ф 2 - *1) = М * Л) - |
г2(*2)| - \г»(и) - |
Г1 (*х)| + |
|
+ 2 |
СМ |
+ 1 п Г8~ Га 81У |
|
|
с2 \ |
Г1 - Г 1 - 8 1 |
Т8 Г5 • 82 у |
Здесь мы учли, что в общем случае направление на источник из двух точек с барицентрическими радиусами-векторами гх(^х), г2(*2) может различаться и определяется единичными векторами 8х(*х)> 3 2 (^2 ).
При наблюдении галактических или внегалактических радиои сточников справедливы соотношения: г3 > гх, г8 » г2. Поэтому можно записать, что
\г8(г8) - Г*(Ъ)| « (гз(1з) - Т г ( и ) ) -3, га - г5 • 8г = Г8( 1 - 8 • 8*),
где 8 = г3/г 8,г = 1,2.
Легко выразить векторы 8х, 82 через 8. Если обозначить через г*в радиус-вектор источника относительно телескопа г, то
Гг3 = Г 3 - Гг, 8г = Г*в/г*„
Разлагая квадратный корень по малому параметру, получим:
8* ~ 8 + ~ [(Г* • в ) • 8 - Г»] - ^ [(Г* ‘ в ) • Г, + |
• в |
— |
- з |
' 8 |
“ |
| 8 ' (Гг ' в )2] • |
Значит
и в окончательном виде гравитационная задержка
2С М |
/ п + п |
• 5\ |
Атс |
\ г2 +Г2 |
(7.8) |
|
-8 / |
Полная гравитационная задержка при распространении сигнала в Солнечной системе равна сумме задержек, вызванных гравитаци онным полем всех планет, включая Луну, кроме Земли. В форму ле (7.8) векторы гх,Г2 являются радиусами-векторами телескопов относительно гравитирующего тела с массой М. Вклад Юпитера и Сатурна в гравитационную задержку может достигать нескольких сотен, а Луны —нескольких пикосекунд. Величина гравитационной задержки, вызываемой полем Солнца, существенно зависит от поло жения Солнца относительно радиоисточника: при угловом расстоя нии 1° задержка ~ 40 нс, при расстоянии 180° —400 пкс.
Для Земли гравитационная задержка выражается той же форму лой (векторы 1*1 , Г2 являются радиусами-векторами телескопов в си стеме ССК5) и составляет ~ 20 пкс.
7.3. Вычисление геометрической задержки
Для вычисления геометрической задержки будем считать, что радиоисточник находится на бесконечно большом расстоянии от на блюдателя, т. е. фронт приходящей волны —плоский. Найдем сна чала выражение для задержки в барицентрической системе отсчета (см. §7.1, пункт 5), используя уравнение (7.3).
Так как вычисления задержки должны выполняться для момен та времени прихода фронта волны на телескоп №1, т. е. то разло жим вектор Г2 (*2 ) в ряд:
Г2(<2) = Г2(*1) + Г2(*1)(«2 - Н) + ^Г2(*1)(*2 ~ <1)2 + .... |
(7.9) |
Для телескопов, расположенных на Земле, скорость |г2 1~ 30 км/с, ускорение |г2 1~ 10-2 м/с2. Для максимальной базы, реализуемой на Земле (~ 10000 км), задержка — 0,03 с. Значит, вклад второго члена в длину вектора Г2 равен ~ 0,9 км, третьего —менее 0,01 мм. Отсюда делаем вывод, что по сравнению с точностью вычислений (0,3 мм) вкладом ускорения можно пренебречь.
В момент прихода фронта плоской волны на телескоп № 1 радиусвектор этого телескопа относительно барицентра В Солнечной си стемы равен 1*1 (^1 ), где время ТСВ. В момент времени радиусвектор телескопа №2 в этой же системе равен Г2 (^), а в момент при хода фронта волны —Г2 (^2 ) (рис. 7.2).
Пусть скорость второй антенны равна У 2 = г2. Тогда, используя уравнения (7.3) и (7.9), найдем
с(<2 - |
<0 = к - [г2( * 1 ) -Гх(<1)] + к - У 2 (< х ) ( « 2 - |
+ сАтдгау, (7.10) |
где к |
— единичный вектор в направлении распространения вол |
ны. Если з — единичный барицентрический вектор источника, то к = -8. Из (7.10) получим:
^ |
л _ |
А Т д Га у 4“ ск • (Г2 |
Г1 ) _ |
А Т д Гау |
*8 • Ъ(^х) |
(7.11) |
Ы = |
|
1 —к • У 2/с |
" |
1 + 8 - У 2/с |
||
|
|
|||||
Ъ(^) = г2(^1 ) - |
Г1 (^1 ). Все векторы в (7.11) вычисляются в барицен |
|||||
трической системе отсчета на момент времени |
Скорость второго |
пункта может быть представлена с необходимой точностью в виде суммы двух векторов: барицентрической скорости геоцентра Уф и линейной скорости )У2 = П х г2, определяемой вращением Земли, т. е. У 2 = Уф 4- ^ 2.
На этапе редукции (см. §7.1, пункт 6) задержку (7.11) необходи мо пересчитать в геоцентрическую небесную систему. Для этого ис пользуем преобразования Лоренца, записанные в виде (5.98-5.99), и исправим их для учета гравитационного поля Солнечной системы в центре Земли.
Воспользуемся выражением (4.46) для интервала, которое запи шем в следующем виде:
с 2 й т 2 = с2(1 - 2ф)<И2 - (1 4- 2ф ) Л х ^ Л х \ |
(7.12) |
где ф = V/ с2, II — гравитационный потенциал всех тел Солнечной системы в точке расположения часов. В уравнении (7.12) использо вано правило суммирования Эйнштейна. Если ввести новую систе му координат (2*, г*) такую, что
<И* = у/1 - 2ф(И « (1 - ф)(И,
йх*к = \/1 4- 2ф йхк « (1 4 - ф)йхк,
то интервал записывается в виде:
с2йт2 = с2(<И*)2 —{(1х*эйх*э).
Иными словами, в координатах (2*, г*) метрика является метрикой Минковского, и законы физики могут быть записаны в рамках спе циальной теории относительности. Координаты, помеченные звез дочкой, определены в барицентрической системе отсчета. Чтобы
найти соответствующие координаты и промежутки времени в систе ме, связанной с движущейся Землей, которые по-прежнему будем отмечать штрихами, необходимо выполнить преобразования Лорен ца (5.98-5.99). Запишем их в дифференциальной форме:
(1х*кУ к йх'3 = ах*3 + ( 7 - 1) у 2 V3 -
Если ограничиться членами порядка с 2, то
1 |
, 1 V 2 |
1 V 2 |
~V2 ~ 1 + 2 ^ ’
Исключая координаты со звездочкой с помощью уравнений (7.13), получим
|
1 О х к У к |
|
|
|
|
М * = (1 + ф)ЛяР + (1 + Ф ) ~ |
- г - У 3- |
|
|
|
|
|
А |
С |
|
|
|
-(1 - Ф ) |
+ |
|
|
|
(7.14) |
а^ = ^1 + - —^ |
(* ~ Ф)^ “ |
(1 + ф) |
ахкУк |
1. |
(7.15) |
|
|
|
с2 |
г |
|
Обратное преобразование легко найти с помощью матричного ме тода. Для этого необходимо записать уравнения (7.14-7.15) в мат ричном виде, т. е. определить матрицу К *, аналогичную матрице К (5.95), и вычислить обратную матрицу (К*)~г =
^ |
[у*У +*] |
$ $ У |
$ ^ У |
- Ф 7 |
$ У |
|
|
$ & У |
^ [& У + 1 ] |
З ^ у |
- Ф 1 |
$ г |
(7.16) |
|
Ш к у |
|
^7 [$г7' + 1 ] |
~Ф Ч $7 |
||
|
$ & У |
|
||||
|
|
|
||||
V |
Ф ^(\ -ф)У |
*/?7(1-^)У |
Ф1(Х-ф)У |
У |
|
/ |
г а |
|
где: 7 —1 = 7', 1 + ф = ф\ /3 = У/с, У = Уф —барицентрическая ско рость центра масс Земли. Из (7.16) следует, что дифференциальное преобразование координат и промежутков времени из движущейся