![](/user_photo/_userpic.png)
книги / Сферическая астрономия
..pdfгде Ъс/ 3 —вектор базы в земной системе координат после учета при ливных и неприливных смещений телескопов.
Тогда частные производные задержки по параметру 77, где 77 = Аф или 77 = Де,
дА* |
1 |
|
г |
з д Ъ ' г |
2I I |
|Уф|2 |
Уф~™2 |
|
д т] |
1 + ^8 • ( У ф + |
\у 2) |
<• |
с |
3»7 I |
|
2с2 |
:2 ] |
Производные вектора базы по Аф и Ае: |
|
|
||||||
|
дЪ' |
дШ |
■Ьс/*> |
а ъ ' |
аи" |
Ьс/«) |
|
|
|
дАф |
дАф |
аДг аДе |
|
||||
|
с/*’ |
|
|
|||||
где |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
^ ; ‘ р § § ф^ - с а з т )я ' (^ |
м + |
|
|||||
|
+ Р^ |
ГдАф * |
* * » * ^ |
|
||||
|
= р |
| ^ |
д |
3(-С А 5 Т )д 1(г/р)Д2(хР)+ |
|
|||
|
аДе |
дАе |
|
|
|
|
|
|
|
+ р у ^ з(- Г |
ГЬ 1( . ) ^ ( . )- |
|
|||||
|
|
|
|
дАе |
|
|
|
|
Производные матрицы ЛГ по переменным Аф и Дг:
здесь мы использовали обозначение: г' = г 4- Д^*
В явном виде имеем:
(9ЛГ |
— 81П Аф |
СОЗ Дт/> С08 ^ |
0 0 8 А Ф8*п ^ |
= [ —соз г соз Д ф |
— соз г з т Аф соз г' |
—соз г з т Д-0 з т г' |
|
дАф |
^ —з т е соз Аф |
—з т е з т Аф соз ё ' |
—81П г з т Аф з т е*, |
|
ал г
ад г ~
/"О |
- з т Д ^ з т е ' |
з т Д ^ с о з е ' |
0 |
—соз в соз Д фз т 4- з т е соз е9 |
соз е соз Аф соз е* 4- з т е з т е9 |
^0 |
—з т е соз Аф з т е9 —соз е соз е9 |
з т е соз Аф соз е —соз е з т е9у |
Г т т 8
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ПОСТОЯННЫЕ
Формулы, описывающие движение небесных тел, содержат боль шое число величин, которые должны быть определены из наблю дений или экспериментов. Например, это массы и размеры планет, компоненты угловой скорости их вращения, элементы орбит и т. п. Очевидно, значения этих величин зависят как от совокупности на блюдений, по которым они определены, так и от системы формул, описывающих движение небесных тел. Таким образом, каждая но вая теория или даже каждое новое наблюдение, требуют пересмотра всей совокупности постоянных величин.
Практически такой пересмотр нецелесообразен, хотя и возможен в наше компьютерное время. Чтобы сравнивать между собой наблю дения, сделанные в разное время и из разных мест, планировать по леты космических аппаратов и для многих других целей, необхо димы значения постоянных, являющихся общепринятым стандар том. Такой стандарт в астрономии называют системой фундамен тальных постоянных. Входящие в систему постоянные называют ся фундаментальными астрономическими постоянными, хотя мно гие из них определяются геодезическими, геофизическими и други ми методами.
Список астрономических постоянных не регламентирован и ме няется в зависимости от потребностей и точности вычислений. Же лательно, чтобы числовые значения постоянных, выводимые из боль шого числа наблюдений, точно удовлетворяли теоретическим соот ношениям, а также чтобы разности между принятыми и измеренны ми значениями для каждой астрономической постоянной были ма-
лыми величинами. Желательно, чтобы система постоянных суще ствовала без изменений в течение длительного времени.
Астрономические постоянные можно разделить на несколько групп. Первая группа описывает геометрические параметры Земли (экваториальный радиус, сжатие). Вторая группа — это параметры, связанные с динамикой Земли (динамический форм-фактор, посто янные прецессии, нутации, наклон эклиптики к экватору). К третьей группе относятся параметры, описывающие динамические свойства Солнечной системы (геоцентрическая и гелиоцентрическая посто янные, отношения масс Солнца и планет и др.). В настоящее время к последней группе можно отнести масштабные коэффициенты пре образования между различными шкалами времени.
Среди постоянных выделяют такие, значения которых можно на значить произвольно. Они называются определяющими. Другие на зываются основными. В первых системах фундаментальных астроно мических постоянных существовали выводимые постоянные.
Первая система фундаментальных астрономических постоянных, обязательная при обработке наблюдений, была принята в 1896 г. и 1911 г. и действовала вплоть до 1964 г. В основу этой системы были положены результаты исследований С. Ньюкомба. В список вошли четырнадцать величин: постоянные прецессии, нутации, аберрации, параллакс Солнца, экваториальный радиус Земли, ускорение силы тяжести на экваторе и др. Согласование и принятие системы посто янных способствовало прогрессу в астрономии, так как была создана основа для обработки наблюдений в астрометрии, небесной механи ке, геодезии и других науках. Строго говоря, первая система не яв лялась системой постоянных, как это было определено в начале па раграфа, из-за несогласованности постоянных между собой, отсут ствия разделения на основные и выводимые, а была, скорее, спис ком наиболее точных значений важнейших астрономических посто янных. Забегая вперед, скажем, что спустя почти сто лет после созда ния первого списка постоянных, МАС рекомендовал (в 1994 г.) пе риодически пересматривать некоторые постоянные и публиковать наиболее точные значения, не пересматривая всю систему.
Тем не менее, первая система постоянных просуществовала по чти семьдесят лет. Только в 1964 г. на XII Генеральной Ассамблее МАС была принята новая система. К этому времени была намно го увеличена точность наблюдений и измерения времени, были по
Тогда большая полуось орбиты системы Земля+Луна, вычисленная по третьему закону Кеплера,
Г к ? |
ч 1/3 |
а = 1^— (М© + М0 + М« )] » 1,000000042а. е.,
т. е. примерно на 6 км больше астрономической единицы.
Новой стандартной эпохой равноденствия в системе 1976 г. яв ляется эпоха 2000, январь 1,5 ТТ, что соответствует юлианской да те ^2451545,0, обозначаемой как ^000.0. В формулах вычисления прецессионных параметров в качестве единицы времени использу ется юлианское столетие, в отличие от прежних систем, где исполь зовалось тропическое столетие*
За прошедшие 25 лет решений об изменении системы постоян ных не было. Поэтому в настоящее время должна использоваться система постоянных 1976 г., утвержденная МАС. Однако уже в на чале 80-х гг. точность наблюдений повысилась настолько, что потре бовалось при их редукции использовать новые, более точные значе ния постоянных. Международная служба вращения Земли начала использовать новые значения и новые алгоритмы редукции. Так на зываемые «Стандарты» или «Соглашения» МСВЗ были выпущены в 1989,1992,1996 и 2003 гг. В соглашениях приводятся определения основных систем координат, значения постоянных, которые долж ны использоваться при обработке наблюдений, описываются мето ды вычисления поправок к координатам станций, указывается, ка кие эфемериды, модели геопотенциала необходимо использовать.
В связи с этим, на Генеральной Ассамблее МАС в 1994 г. бы ло принято решение о сохранении системы МАС 1976 г. как дол говременной основы для вычислений в астрономии. В то же время некоторые постоянные, значения которых будут определены более точно, будут периодически заменяться, как это делается в МСВЗ. К настоящему времени уже подготовлены файлы наилучших теку щих оценок постоянных (ЕИе о^ Сиггеп! Вез! ЕзИшаЪез) для 1994 и 2000 гг.
Аналогичные решения приняты и Международной ассоциаци ей геодезии (МАГ), которая сохранила геодезическую систему от счета (Сеойейс Ке&гепсе Зуз^ет) 1980 г. как основу для геодезиче ских вычислений. Численные значения отдельных постоянных мо гут быть изменены, при этом сама система не меняется. Так как МАГ
публикует свой список параметров, общих для астрономии, геоде зии и геодинамики (Рагаше1егз о! Сошшоп Ке1еуапсе о! Аз^гопоту, Сеойезу, апс! Сеойупаппсз), то это приводит к путанице, так как по стоянные МАГ и постоянные МАС не согласованы друг с другом. Например, числовые значения экваториального радиуса Земли а# являются разными, что связано с различными способами учета по правок за приливы. Рекомендованное МАГ значение большой полу оси Земли относится к эллипсоиду, соответствующему так называ емой поверхности «средней» коры (см. §3.5) для геодезических и поверхности «нулевого прилива» для гравиметрических измерений: аЕ = 6378136,62±0,10м (резолюция XVIII Генеральной Ассамблеи МАГ). Это значение должно использоваться и при астрономических вычислениях (см. табл. 8.2). Вопреки этой резолюции при астроно мической редукции используется значение аЕ = 6378136, 3 м, опре деляющее кору Земли, «условно свободную от приливов». Именно в этой системе приводятся координаты станций, задающие земную систему координат.
При обработке наблюдений искусственных спутников Земли ре комендуется использовать модель геопотенциала ЕСМ96, для кото рой аЕ = 6378136,3 м и СМ е = 3.986004415 х 1014 м3с"2 (в «ТТ»- единицах).
Система астрономических постоянных МАС 1976 г. (табл. 8.1) принята для постоянных, не приведенных в таблице 8.2.
Таблица 8.1: Система фундаментальных астрономических постоянных 1976 г.
№ |
Название |
Обозначение |
Значение |
Пределы |
|
постоянной |
|
постоянной |
истинного |
|
|
|
|
значения |
|
|
Определяющая постоянная |
|
|
1 |
Гауссова гравитац. |
к |
0,01720209895 |
- |
|
постоянная |
|
|
|
|
|
Основные постоянные |
|
|
2 |
Скорость света, м/с |
с |
299 792 458 |
299 792 456,8 |
|
|
|
|
299 792 459,2 |
3 |
Время прохоадения |
ГА |
499,004782 |
499,004776 |
|
светом астроном. |
|
|
499,004788 |
|
единицы, с |
|
|
|
4 |
Экватор, радиус |
а е |
6 378 140 |
6378135 |
|
Земли, м |
|
|
6378145 |
№ |
Название |
Обозначение |
Значение |
Пределы |
|
постоянной |
|
постоянной |
истинного |
|
|
|
|
значения |
|
|
Система м асс планет(обратные значения) |
|
|
20 |
Солнце |
м© |
1,000000 |
- |
21 |
Меркурий |
Му |
6 023 600 |
6 020 000 |
|
|
м $ |
|
6 027 000 |
22 |
Венера |
408 523,5 |
408521 |
|
|
|
|
|
408526 |
23 |
Земля-Луна |
|
328 900,5 |
328900 |
|
|
м & |
|
328901 |
24 |
Марс |
3098710 |
3 098 600 |
|
|
|
м % |
|
3 098 760 |
25 |
Юпитер |
1047,355 |
1047,330 |
|
|
|
м ь |
|
1047,380 |
26 |
Сатурн |
3498,5 |
3497 |
|
|
|
|
|
3500 |
27 |
Уран |
" 6 |
22869 |
22650 |
|
|
|
23 100 |
|
|
|
м§ |
|
|
28 |
Нептун |
19314 |
19300 |
|
|
|
|
|
19450 |
29 |
Плутон |
М[Э |
3 000 000 |
2000000 |
|
|
|
|
15000000 |
В таблице 8.2 приводятся значения постоянных из «Стандартов МСВЗ» 2003 г. (1ЕК5 СопуепИопз 2003); в первой колонке приво дятся обозначения постоянных и их размерность, во второй — чис ленное значение (в «ТСС/ТСВ»-единицах СИ), в третьей — ошиб ка, в четвертой — комментарий. Большинство значений постоянных приводятся в единицах СИ; они согласованы для использования с геоцентрическим координатным временем ТСС, которое является временной координатой для геоцентрической системы, или с бари центрическим координатным временем ТСВ, которое является вре менной координатой для барицентрической системы.
Значения постоянных тд и стд приводятся, однако, в «ТЭВ»- единицах. Напомним, что координаты пунктов в системе 1ТКР2000 приводятся в «ТТ»-единицах.
1 |
|
|
2 |
|
3 |
|
4 |
|
с, |
[мс- 1 ] |
299792458 |
|
Определяющая |
Скорость света |
|||
Ь в |
|
|
1.55051976772Х 10-8 |
2 х 1СГ17 |
Среднее значение |
|||
|
|
|
|
|
|
|
1 - |
Л(ТТ)М ТСВ) |
Ь с |
|
|
1.4808 2 6 8 6 7 4 1 x 1 0 -* |
2 х 10“ 17 |
Среднее значение |
|||
|
|
|
|
|
|
|
1 - |
<1(ТСС)/<1(ТСВ) |
Ь а |
|
|
6.969290134 |
х 10“ 10 |
Определяющая |
1 - |
<*(ТТ)МТСС) |
|
О , |
[м3кг- 1 с- 2 ] |
6.673 х К Г 11 |
1 х |
10-13 |
Гравит. пост. |
|||
СМ©, |
[м3с- 2 ] |
1.32712442076Х1020 |
5 х Ю10 |
Гелиоцентрическая |
||||
|
|
|
|
|
|
|
гравит. пост. |
|
|
[с] |
499.0047838061 |
2 х 10-* |
Астроном, ед. в сек |
||||
*сгд, |
[м] |
149597870691 |
6 |
|
Астроном, ед. в м |
|||
€0 |
|
|
84381"4059 |
|
0"0003 |
Наклон эклиптики |
||
|
|
|
|
|
|
|
на эпоху ^ 000 .0 |
|
•/20 |
|
2 х 10-7 |
|
(принято для |
Динам, форм-фактор |
|||
|
|
|
|
|
ЭЕ405) |
Солнца |
||
|
|
|
0.0123000383 |
5 х |
Ю-10 |
Отношение масс |
||
|
|
|
|
|
|
|
Луна/Земля |
|
СМ ф, |
[м3с ~ 2] |
3.986004418 х 1014 |
8 х |
105 |
Геоц. гравит. |
|||
|
|
|
|
|
|
|
постоянная (ЕСМ96) |
|
+ а в , |
[м] |
6378136.6 |
|
0.10 |
|
Экватор, рад. Земли |
||
+ 1 / / |
|
298.25642 |
|
0.00001 |
Обратная величина |
|||
|
|
|
|
|
|
|
сжатия Земли |
|
+ */2ф |
|
1.0826359 х |
10“ 3 |
1.0 х Ю-1 0 |
Динам, форм-фактор |
|||
и;, |
[рад/с] |
7.292115 х |
10“ 5 |
Переменная |
Ном. ср. значение |
|||
|
|
|
|
|
|
|
угловой скор. Земли |
|
+ 9е, [МС“ 2] |
9.7803278 |
|
1 х |
10_6 |
Ср. знач. ускорения |
|||
|
|
|
|
|
|
|
силы тяж. на экват. |
|
И^о, [м2с“ 2] |
62636856.0 |
|
0.5 |
|
Потенциал на геоиде |
|||
Яо, [м] |
6363672.6 |
|
0.1 |
|
Геопот. коэф. |
|||
|
|
|
|
|
|
|
Яо = С М ф /\У 0 |
* Значения постоянных та и ста даны в «ТОВ»-единицах.
+ Значения постоянных а # , 1 //, ./гф и д в даны в системе «нулевого прилива» («гего *к1е»).
«ТОВ>>-единицы и «ТСВ»-единицы времени I и длины (■связаны соотношениями:
*гг>в =*тсв(1 - Ьв), ^тив = (-тсв{1 - Ьд),