книги / Сферическая астрономия
..pdfРис. 4.5. Разность 11Т1-11ТС; |
— модифицированная юлианская дата |
Главной причиной такого решения является широкое использо вание спутниковых навигационных систем, телекоммуникационных и компьютерных систем. С расширением услуг электронной свя зи для надежной работы приемо-передающих устройств требуется их точная временная синхронизация. В момент добавления секунды возможна рассинхронизация этих устройств и, как следствие, нару шение связи.
Нормальный режим работы счетчиков в электронных часах пред полагает переход от пятьдесят девятой секунды к нулевой (началу следующей минуты). Добавление еще одной секунды означает изме нение последовательности: после 59-й следует шестидесятая, а затем нулевая секунда. В результате работа многих компьютерных систем, имеющих внутренние часы, может быть нарушена.
Поэтому заинтересованность в новом определении времени 11ТС проявляют многие международные организации: Международный телекоммуникационный союз, Ассоциация геодезии, Союз радиона ук, Бюро мер и весов, а также организации, решающие навигацион ные задачи.
Для точного координатно-временного обеспечения широко ис пользуются навигационные системы СР5 (С1оЪа1 РозШошпё Зуз- 1:ет) и ГЛОНАСС (ГЛОбальная НАвигационная Спутниковая Си стема). В основе всех измерений с использованием ОРЗ лежит атом ная шкала ТА1(СР5) (см. ниже), которая не связана с 11ТС. Инфор мация о шкале ИТС вводится по командам с наземных пунктов, и приемник СРЗ вычисляет время ИТС из ТА1(СР5). В отличие от ОРЗ система ГЛОНАСС использует в качестве шкалы времени шка лу ИТС. Поэтому после добавления секунды часы на спутниках за ново должны быть синхронизованы. В течение некоторого времени система фактически не функционирует.
В качестве возможных рекомендаций по определению шкалы ИТС рассматриваются следующие.
1.Продолжать использовать сегодняшнюю процедуру вычисле ния 11ТС. Однако к 2050 г. необходимо будет дополнительно вводить ~ 1,5 с каждый год.
2.Исключить введение дополнительной секунды, т. е. отменить использование шкалы ИТС. В этом случае к 2050 г. разность 11Т1 - ИТС достигнет 1 мин.
3.Изменить масштаб, т. е. увеличить число 0,9 с. Это самый про стой способ, который уже использовался (ранее максимальная разница 11Т1 - ИТС составляла 0,7 с). Однако он не решает проблем.
4.Переопределить секунду времени.
5.Разработать новую модель вычисления ИТС. В этом случае можно будет вводить дополнительные секунды в строго опре деленные даты (например, 29 февраля, т. е. один раз в четы ре года). Предполагается, что число дополнительных секунд можно будет предварительно вычислить на основе теории вра щения Земли.
Каждый из вариантов имеет достоинства и недостатки, хотя пе реопределение секунды времени, наверное, самый неудачный. Про должение используемой процедуры или отмена шкалы 11ТС имеют примерно равные шансы на утверждение будущей Генеральной Ас самблеей МАС и другими заинтересованными организациями.
Такое внимание к шкале 11ТС объясняется просто: все измере ния времени в гражданской жизни, а также регистрация моментов наблюдения в астрономии выполняются в шкале 11ТС.
4.1.3. Местное, поясное и декретное время
После рассмотрения используемых шкал ПТ перейдем к опреде лению местного, поясного и декретного времени.
Для того, чтобы перейти от всемирного (гринвичского) времени к местному, необходимо знать долготу Л пункта наблюдений. В соот ветствии с решением МАС долгота считается положительной к во стоку от Гринвича и измеряется от 0° до 360°. Если ПТ — всемирное время, т — местное среднее время, то2
т = 1ГГ + А. |
(4.13) |
Очевидно, что местное время т меняется при изменении долготы, т. е. при движении с запада на восток (или обратно). Это означает, что при таком движении нужно непрерывно переводить стрелки ча сов. Чтобы устранить это неудобство, в XIX веке во многих странах была принята поясная система счета времени.
Земной шар был разбит на 24 пояса, каждый примерно по 15°. Часовые пояса имеют номера от 0 до 23. В действительности шири на поясов не равняется 15°. Границы поясов определяются государ ственными границами, административным делением внутри страны и т. д. Начальный меридиан нулевого пояса проходит через Грин вичскую обсерваторию. В настоящее время в первый часовой по яс (который определяет среднеевропеское время) входят Франция, Испания, Германия и др. (рис. 4.6).
Время первого пояса отличается от времени нулевого пояса ров но на 1 час. Разность поясных времен равна разности номеров их ча совых поясов (за исключением некоторых стран).
Поясное время в России введено в 1919 году. В 1930 г. на всей территории СССР к поясному времени был добавлен один час и бы ло введено декретное время. Кроме того, ежегодно с последнего вос кресенья марта до последнего воскресенья сентября (до 1996 г.) или октября (после 1996 г.) вводится летнее время, отличающееся на +1 час от декретного времени. На рис. 4.6 показана разница времени с
2Так как время 11Т0 не используется, то под названием 11Т понимают время 1ГИ.
Гринвичем (с учетом декретного времени в России и без учета лет него времени).
От Гринвича к востоку от пояса к поясу время увеличивается, а к западу уменьшается. В 180° от Гринвича проходит линия изме нения даты (точнее, эта линия проходит с учетом государственных границ). Новый день на Земле начинается на этой линии. При пере сечении этой линии с востока на запад необходимо прибавить один день и, наоборот, при пересечении линии изменения дат с запада на восток —вычесть один день, т. е. считать одну дату дважды.
Определение 4.1.5. В России декретное время второго часового по яса, в котором находится Москва, называется московским.
Таким образом разница московского и всемирного времени рав на трем часам.
Найдем связь среднего солнечного и декретного времени. Пояс ное время пункта с долготой Л
Мр = ИТ -\-п = т —А + п,
где га —среднее солнечное время, п —номер пояса. Декретное время
Мд = Мр + 1Ь.
Значит, Мд = т - Л + п + 1ь. По этой формуле можно определить де кретное время местного полдня, (га = 12ь). Например, для Москвы Л = 2Ь301!1, п —2 получим Мд — 12ь30т .
4.2.Звездное время
Вкачестве начала отсчета суток может быть выбрана кульмина ция не только конкретного светила, но и кульминация некоторой точки. Если в качестве такой точки выбрана точка весеннего равно денствия Т, то шкала времени, основанная на измерении часовых углов точки Т, называется звездной.
Определение 4.2.1. Звездное время есть часовой угол точки весенне го равноденствия.
Определение 4.2.2. Промежуток времени между двумя последова тельными одноименными кульминациями точки весеннего равноден ствия называется звездными сутками.
За начало звездных суток принимают момент верхней кульмина ции точки Т. На рис. 4.7 показана плоскость небесного экватора, ви димая с северного полюса мира Рм> а также небесный меридиан на блюдателя, 2 —зенит. Согласно определению, звездное время 5 на
меридиане 2 Рм равно часовому углу |
= 2 2 Р^У, то есть |
з = |
(4.14) |
Если С —звезда, которая имеет прямое восхождение а и часовой угол 1>то на основании рис. 4.7 сразу получим
8 = а - М. |
(4.15) |
Теорема. Звездное время равно сумме прямого восхождения и часово го угла звезды.
Определение 4.2.3. Звездное время на гринвичском меридиане на зывается звездным гринвичским временем (С5Т — СгеептгсН 5Ыегеа1 Тгте).
Как и местное среднее солнечное время га, местное звездное вре мя 5 отличается от гринвичского на долготу:
5 = С 8Т + Л.
Когда звезда наблюдается в верхней кульминации, т.еЛ = 0, по лучим
5 = а. |
(4.16) |
Для момента нижней кульминации справедливо уравнение:
5 = а + 1 2 \ |
(4.17) |
Уравнения (4.16) и (4.17) используются в астрометрии как для определения прямых восхождений звезд, так и для определения звездного времени.
Звездное время, также как и IIТ, зависит от вращения Земли, и, следовательно, шкала звездного времени является неравномерной.
4.3. Эфемеридное время
Попытка астрономов использовать всемирное и звездное время в качестве равномерных шкал оказалась неудачной. В качестве новой более точной шкалы времени было предложено использовать шка лу, определяемую периодическом движением тел в Солнечной си стеме.
Вньютоновской физике время I считается абсолютным и являет ся аргументом в выражениях, которые определяют эфемериды пла нет, Солнца и Луны. Если теорию движения планет, Солнца и Лу ны считать безупречной, то на основе наблюдений можно построить строго равномерную (в ньютоновском приближении) шкалу време ни. Такая шкала называется эфемеридным временем (ЕТ). Эфеме ридное время было независимой переменной в теории орбитально го движения Земли, Луны и планет. Время ЕТ было рекомендовано
в1952 г. МАС и использовалось до 1984 г. В более широком смыс ле эфемеридное время как аргумент динамической теории является динамическим временем. О современных шкалах динамического вре мени будет говориться ниже.
Воснову шкалы эфемеридного времени были положены вычис ления координат планет и Солнца, выполненные С. Ньюкомбом (1835-1909). Если время в выражениях геоцентрических эфемерид считать всемирным, то между наблюдаемыми и эфемеридными ко ординатами планет, Солнца, Луны возникают расхождения. Такие расхождения были интерпретированы как неравномерность шкалы
IIТ по отношению к шкале ЕТ. Накапливающаяся разность А Т = ЕТ —и Т объясняется главным образом вековым замедлением вра щения Земли.
Введение эфемеридного времени привело к замене определения единицы времени. Прежнее определение секунды как 1/86400 ча сти средних солнечных суток в 1960 г. было заменено следующим: секунда есть 1/31556925,9747 часть тропического года для эпохи 1900.0. Секунда была названа эфемеридной. Секунда ЕТ более по стоянна по величине, чем секунда, определяемая средними солнеч ными сутками, но ее гораздо труднее измерить и реализовать с по мощью часов.
Рост точности наблюдений привел к отказу от эфемеридного времени. На Генеральной Ассамблее МАС (1976 г.) были опреде лены новые шкалы: земное ТБТ (Теггез1;па1 Бупаппса1 Т1те) и ба рицентрическое динамическое время ТБ В (Вагусеп1пс Бупаппса1 Т1те). Первое, ТБТ, является аргументом в уравнениях динамики, записанных в рамках общей теории относительности в геоцентриче ской системе координат. Время ТБ В используется как аргумент для вычисления эфемерид, отнесенных к барицентру Солнечной систе мы. ТБ В отличается от ТБТ только периодическими вариациями, амплитуда которых меньше 0,8002.
По решению МАС время ТБТ заменило эфемеридное время ЕТ
в1984 г.
4.4.Атомное время
Шкала атомного времени ТА1 (по-французски, Тетрз А^оппдие 1п1егпа1лопа1) была построена в середине XX века. Она основана на использовании квантовых стандартов частоты и повторяющим ся с большой точностью естественном процессе: резонансном пе реходе атомов с одного энергетического уровня на другой. Шкала ТА1 равномерна на длительных промежутках времени и не зависит от вращения Земли. За единицу измерения времени принимается атомная секунда (секунда СИ), определяемая в соответствии с ре золюцией XIII конференции Международного комитета мер и весов (1967 г.) как промежуток времени, в течение которого совершает ся 9192631770 колебаний, соответствующих частоте излучения ато ма 133Сз при резонансном переходе между энергетическими уров-
нями сверхтонкой структуры основного состояния при отсутствии внешних магнитных полей на уровне моря. В основу этого опреде ления атомной секунды были положены результаты эксперимента, проведенного Морской обсерваторией США и Национальной фи зической лабораторией (Англия) по определению номинальной ча стоты цезиевого стандарта. Длительность секунды ТА1 была выбра на такой, чтобы она соответствовала длительности секунды эфемеридиого времени ЕТ для 1900 г. Атомная секунда определена с точ ностью порядка 2 • 10-9 относительно эфемеридной секунды.
Чтобы исключить неоднозначную трактовку термина «на уровне моря», в стандартах Международной службы вращения Земли (1996 г.) выбран геоид, соответствующий значению геопотенциа ла (3.6) ТУо — 62636856,85 м2с-2 . С 2000 г. значение IVо переопре делено (см. ниже).
Каждый атомный стандарт частоты определяет собственную шка лу времени, которая находится интегрированием частоты, определя емой квантовым переходом между конкретными состояниями ато мов цезия (С§), водорода (Н), рубидия (КЬ), ртути (Н§) и др. По этому стандарты частоты бывают цезиевые, водородные, рубидие вые и др. Цезиевые и водородные стандарты составляют основу на циональных эталонов времени и используются для формирования национальных и международной шкал атомного времени.
При интегрировании частоты начало шкалы времени не опреде лено. Следовательно, нуль-пункты различных шкал атомного вре мени могут не совпадать. Кроме того разность нуль-пунктов шкал может изменяться из-за случайных и систематических погрешно стей (или вариаций хода) атомных стандартов частоты. Со случай ными и систематическими вариациями частоты связаны две важ нейшие характеристики атомных часов: нестабильность и точность.
Нестабильность частоты определяется дисперсией Аллана.
В идеальном случае на выходе генератора частоты имеется сину соидальный сигнал вида:
V(I) = Уо соз 2тпуо1, |
(4.18) |
уо —номинальная частота генератора. Однако в действительности сигнал представляется выражением
V (*) = Уо СО8[27Г1/0 2 + |
(4.19) |
где ф{1) —фаза, меняющаяся со временем случайным образом. Здесь для простоты мы не рассматриваем флуктуации амплитуды сигнала.
Мгновенная частота генератора определяется производной по времени от аргумента Ф(г) = 2тп'о1 + </?(*) в выражении (4.19):
и{Ь) = |
1 й _ |
1 длр |
|
27г (И |
1/0 2п а ’ |
Определим относительное отклонение частоты генератора от его но минальной частоты следующим образом:
(() = ■>(«)-ИР = |
(4.20) |
|
щ |
||
2пио <и |
Для атомных стандартов частоты справедливо соотношение: |ф(г)/27п/0| 1, т. е. относительное изменение частоты мало.
Так как время находится интегрированием частоты, то добавле ние к генератору счетчика (интегратора) количества периодов сиг нала (4.19) превращает это устройство в часы. Значит интеграл
*к+т
х к(1) = 1
представляет собой величину, на которую уходят или отстают ча сы на промежутке времени от ^ до ^ + т, относительно идеаль ного стандарта времени, в основе которого лежит генератор сигна ла (4.18).
Среднее относительное отклонение частоты генератора на к-ом
интервале, продолжительность которого равна т, есть |
|
||
У к = |
Хк+1 - |
Хк |
(4.21) |
т |
|
||
|
|
|
Здесь мы предполагаем, что измерения выполняются с периодом т, т. е. без потери информации между соседними интервалами.
Тогда дисперсия Аллана равна: |
|
= 1 <(»*+! -У *)*), |
(4-22> |
где скобки (...) обозначает усреднение в бесконечных пределах. Среднее значение произвольной функции Г по определению:
Ю = № о Я $ - т Р т ' |
(4-23> |