книги / Сферическая астрономия
..pdfили, используя формулу Тэйлора (ф ~ 10 8),
(4.48)
Правая часть (4.48) изменяется во времени из-за движения Земли по орбите и вращения, так как меняется барицентрическая скорость часов и потенциал ф в точке расположения часов. Это значит, что промежуток в единицах собственного времени меняется по сравне нию с промежутком в единицах координатного времени.
Вуравнении (4.48) предполагается, что т и I измеряются в одних
итех же единицах (например, секундах СИ). Однако можно считать, что тъ1 измеряются в разных единицах (например, отношение этих единиц описывается уравнением (4.35)); в этом случае правая часть уравнения (4.48) должна быть умножена на коэффициент 77. Инте грирование уравнения (4.48) дает:
т |
(4.49) |
причем предполагается, что две шкалы времени синхронизированы в момент времени ^о, так что т — I в момент ^о.
Вычислим интеграл в уравнении (4.49). Для этого будем считать,
что
г = Н.ф + г', |
г = К ф + г |
+ |
(4.50) |
где Кф, Уф — векторы положения и скорости центра Земли, г ' , т о — векторы положения и скорости часов относительно центра Зем ли. Все векторы измеряются в барицентрической системе коорди нат. Потенциал ф(г) является суммой потенциалов Земли ф®(г) и остальных тел Солнечной системы фс(г): ф(г) = ф®(г) + фс(г). За метим, что потенциал ф®(г) = ф®(г') для часов, расположенных на поверхности Земли, является почти постоянной величиной (ес ли пренебречь движением полюса и неравномерностью вращения), тогда как потенциал фс(т) меняется из-за движения часов, вызван ного вращением и орбитальным движением Земли. Подставляя вы ражения (4.50) в (4.48), получим:
У& + 2Уф ■г + Ю2
(4.51)
2с2
Члены, входящие в формулу (4.51<Ч имеют следующий порядок: ор битальное движение Земли характеризуется членом Уф/с ~ 10“4; движение часов относительно центра Земли — т /с ~ 10“6; грави тационный потенциал тел Солнечной системы на орбите Земли — фс ~ 10“8; потенциал на поверхности Земли —фф ~ 10“ 8.
Разлагая потенциал фс(г) = </>с(К 0 + г') при |К 0 | > |г'| в ряд Тейлора относительно центра Земли и сохраняя только линейные члены, получим:
Ф(т) = ^е(г') + фс(К 0 ) + §гаа</>с(К0 ) • г'. |
(4.52) |
Здесь зачтено, что потенциал Земли в ее центре равен нулю. Градиент вычисляется в центре Земли, причем с точностью 0 (с ~ 2) ускорение центра Земли совпадает с ньютоновским ускорением: §гас1фс(К®) = К 0 /с2 = Уф /с2.
Используя разложение потенциала (4.52), можно представить интеграл в (4.49) в виде суммы двух интегралов или двух поправок к собственному времени, одна из которых Д*0 является общей для всех часов, расположенных на поверхности Земли, другая —А1' за
висит от координат часов: |
|
|
Д*ф = |
(фс(Кф) + Щ А, |
(4.53) |
д*7= Г* ^ е(г') + |
^ |
|||
= |
г* |
/ч |
О Т |
|
•г ) + |
2 ? |
|||
|
.^0 |
|||
= |
|
ш |
|
|
^ е ( г/) + 2^2 у |
+ ^ ( у ф - г + У е - г ' ) (И :
Уф - г' с2
У ф - г'
(4.54)
с?
При интегрировании предполагалось, что для данной точки на по верхности Земли фф(г;) и ю2 практически постоянны.
Квазипериодический член у ф-г7с2 в (4.54) имеет величину при мерно 2 мкс. Основной период равен суткам. Эта поправка объясня ется в рамках специальной теории относительности: одновременные события в неподвижной барицентрической системе отсчета не явля ются одновременными в движущейся геоцентрической системе.
Уравнение (4 49) показывает, как собственное время атомных часов, фиксированных на поверхности Земли, зависит от их поло жения и скорости в барицентрической системе отсчета и координат ного времени. В частности, это уравнение показывает, что при срав нении часов, находящихся в разных местах, следует учитывать раз ность их собственных времен. Для этого атомные часы должны пе риодически сравниваться, и разность показаний двух часов г и ^ бу дет определяться разностью т* —тду причем т*, тд вычисляются по формуле (4.49). Таким образом уравнение (4.49) может быть ис пользовано для понимания проблемы синхронизации часов.
Поправка является общей для всех часов, расположенных на Земле. Поэтому она одинакова для всех часов, и ее можно не учи тывать при синхронизации. Однако при преобразовании между соб ственным и координатным временем член Д^ф является основным.
Релятивистская поправка А1' различна для разных часов. Это означает, что в результате релятивистских эффектов шкалы атом ных часов расходятся. Это расхождение выражается в виде линейно го дрейфа и малых квазипериодических вариаций. Линейный член в (4.54) определяется гравитационным потенциалом и скоростью часов относительно центра масс Земли. Так как часы расположены не точно на поверхности геоида, то различие их положения по вы соте на АН приводит к изменению гравитационного потенциала на величину:
1
6фе (АН) =
\Гд + ДЬ|
тд —вектор от центра Земли до часов, находящихся на геоиде. Для часов, расположенных на поверхности Земли, АН гду где АН = \АН\ —ортометрическая высота часов, гд = |гр|, и с большой точно стью предыдущее выражение можно записать как
бфф(АН) = доАН
где #о — ускорение силы тяжести на геоиде. Релятивистская теория предсказывает, следовательно, изменение хода часов при изменении высоты с коэффициентом ~ 1,1 х Ю“ 13Д/г [км].
Таким образом, если г' = тд + Д к, то ф®(г') = ф®(гд) + 5ф®(АН).
Квадрат скорости ги2 можно представить в виде ги2 = ги2+ Дги2, при чем Аю зависит от высоты Ак. Тогда
Первая скобка в правой части (4.55), которую обозначают через Ь о, представляет собой гравитационный потенциал на геоиде И^о, делен ный на с2:
Это величина постоянная, значение которой считается по опреде лению равным 6,969290134 • 10“ 10. Заметим, что константы, зна чения которых назначаются, называются определяющими. Так как константы Ьо и с известны, можно найти геопотенциал на геоиде: Ц^о = 62636856,0005 м2с“ 2 и таким образом задать геоид.
Вторая скобка в правой части (4.55) представляет собой реляти вистскую поправку в ход часов, которая различна для разных часов, но может быть точно вычислена по теории. После учета этой поправ ки все часы оказываются «расположенными» на геоиде. Полученная шкала времени называется земным временем ТТ (Теггезйта! Типе):
где т —собственное время атомных часов (4.49).
Шкала ТТ была введена в 1991 г. резолюциями МАС и замени ла шкалу ТБТ. Шкалу ТТ следует использовать при вычисления геоцентрических эфемерид. Единица измерения ТТ равна секунде СИ на геоиде. В момент времени 1997, январь 1, 0ь0т 08 ТА1 значе ние времени ТТ равно 1997, январь 1, 0ь0т 32,8184. Таким образом (см. выражения (4.27) и (4.36))
ТТ = ТБТ = ТА1 + 32,8184.
Так как часы не располагаются на геоиде, поправка (второй член в правой части (4.55)) учитывается при синхронизации часов и вы воде шкалы ТА1. Следовательно, шкала ТА1 является реализацией ТТ и в настоящее время из-за ошибок синхронизации часов и вычис ления имеет малое линейное смещение (~ 1 мкс/год) относительно идеальной шкалы ТТ (рис. 4.8).
Рассмотрим теперь, как вычислить интеграл (4.53) и найти по правку Д*0 .
Интеграл в (4.53) вычислить достаточно просто, если считать ор биты планет кеплеровскими невозмущенными гелиоцентрическими орбитами. Если М© —масса Солнца, Мр — масса планеты Р, К© — барицентрический радиус-вектор Солнца, гр —гелиоцентрический радиус-вектор планеты, то уравнение для радиуса-вектора центра масс Солнечной системы может быть записано в виде:
м©к© + У ] МР(К© + гр) — 0.
V
Это соотношение следует из определения центра масс и того, что в барицентрической системе начало координат находится в центре масс.
Решая это уравнение относительно К© и сохраняя лишь члены порядка Мр/М©, получим:
Для простоты будем далее учитывать влияние только Юпитера и Сатурна.
Если гелиоцентрический радиус-вектор центра Земли равен г©, то К© = К© + г©. Взаимное расположение Солнца, Земли, Луны и планеты показано на рис. 4.11.
Так как |
= (К© + гф)(Н.© + гф), то |
|
|
|
|
1К©|2 |
1г©|2 |
|Гф|2 |
-Е |
Мр . . |
(4.57) |
2 |
2 |
+ К © • Г© : |
м © Гр' Гф- |
Барицентрической скоростью Солнца можно пренебречь по сравне нию со скоростью Земли (см. стр. 123).
Гравитационный потенциал в центре Земли можно найти по формуле:
СМ р |
а м ц |
смр |
^с(Яф) = |
|гц | |
(4.58) |
|Г©| + |
+ „ | Г ф - Г р Г |
|
Р |
Солнце |
Планета |
Рис. 4.11. Определение радиусов-векторов тел Солнечной системы; В — ба рицентр Солнечной системы, В ' — барицентр системы Земля+Луна.
где |
—масса Луны и ее геоцентрический радиус-вектор. Так |
|||||||
как |г®| «С |гр|,то |
|
|
|
|
|
|
||
|
|
С М р |
~ у ' ( С М г , |
С М г , |
|
|
||
|
4 * |г е - г , Г 4 Л |
|гР| + |
|гР|з Г ф ' Г^ |
‘ |
|
|||
Значит |
|
|
|
|
|
|
|
|
, т , , |
Ч |
1 |
г1р®Р . |
см„ |
|
|
||
м а д + 2 ? - ? I— |
+ т ^ г + ~ е т + |
|
|
|||||
|
|
^ |
М р |
( С М е |
С М & |
. |
. \п |
//еглч |
|
|
+ Е |
щ , |
|
+ - ^ 3 - ^ ' г® ~ Гр ■р®)] • |
39> |
Упростим это выражение, воспользовавшись вторым законом Нью
тона: |
с м е |
С(М 0 + МР)_ ^ |
|
-гр ~ |
- |
|Г р |3 |
,Г.рр |3 Р |
и уравнением (2.63), которое перепишем в виде:
|гР12 СМ 0 СМ р
(4.60)
2 |гр| 2ар
Ор — большая полуось орбиты планеты. Так как
Х А , |
. . |
1 |
1.. |2 |
С М 0 |
1 |
|
|
|
|
° |
■ ±1г_12 |
2 Л |
Гр Гр |
= 2Гр |
Гр + 2 Гр |
“ " г м |
+ ^|Гр| , |
2 |
4.5. Динамические шкалы времени
14 Зак. 286
то
1 й , |
. . |
С М р |
2 Л (Г' |
Г' ) + |
(4.61) |
2 М |
Приравнивая уравнения (4.60) и (4.61), получим после приведения подобных членов:
С М р |
С М р |
(4.62) |
К \ |
Ир + ^ ( г Р -гР). |
|
В результате упрощения уравнение (4.59) примет вид: |
|
Жсо и |
_ |
1 /1'©1 |
, |
О М р |
, |
с м ^ |
, |
|
<Ас(Кф) + 2 ? |
- |
? | — |
п |
;------ ;— |
I— |
;------- ;— |
г |
|
|
|
|
|
к©| |
|
|г<* | |
|
|
|
|
|
|
+ |
|
|
— |
я)}- (4.63) |
Выразим теперь радиус-вектор Гф через го и |
. По определе |
нию радиус-вектор го центра тяжести (барицентра) системы Земля+Луна равен:
|
|
(Мф + |
)го = МфГф + |
(гф Н- ) |
|
||
или |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Г0 = |
Го - /х г^ , |
м = .... ............ . |
|
||
|
|
|
|
|
м |
Мф + Мь |
|
Здесь |
—геоцентрический радиус-вектор Луны. Так как |го| > |
||||||
1Г<1 1>то |
|
|
|
|
|
|
|
|
Ы 2 |
С М р |
1Г0-/1ГД |
|2 |
С М р |
|
|
|
2 |
|гф| |
|
2 |
|
|г0 —МГ(1 | |
|
|
|
|
_ |г0|2 |
, С М р |
<г, |
(4.64) |
|
|
|
|
~ — |
+ 1 ^ г |
'‘л (г« •Го). |
Первые два члена в (4.64) преобразуем следующим образом. Пе репишем уравнение (2.63) для барицентра системы Земля+Луна:
,. |2 |
2СМ© |
СМ© |
го |
= —|—;---------1 |
|
|
|го1 |
а0 |
ао —большая полуось орбиты системы Земля + Луна. Тогда
^ (го |
• го) = го • Го + |го|2 = |
|
|
|
|
|
||
|
С М р | 2С М р |
С М р |
С М р |
С М р |
||||
|
|
|го| |
|го| |
|
ао |
|
|го| |
ао |
В результате получим: |
|
|
|
|
|
|
||
|го|2 |
СМр |
СМ р |
СМ<7) ^ |
СМ<7) |
+ |
^ (г° - Го) |
||
2 |
+ |го| |
ко| |
2ао |
|
ао |
|||
|
|
3СМ р |
+ 2^ (г ° |
г°). |
|
|
(4.65) |
|
|
|
2ао |
|
|
||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
И, наконец, член |
С М ^ /|г^ | в уравнении |
(4.63) |
выразим че |
|||||
рез большую полуось орбиты Луны а^ |
и параметр /х, воспользо |
вавшись формулой (4.62). Для этого достаточно заменить СМ© на
С(М е + М<{ ), ар на ац , гр на : |
|
|
|
|
|
|||
С(Мф + |
) |
«(Мф + М ^) |
, |
Л , |
|
|||
— К П — = |
|
Ч |
+ г |
(,‘ ' г<1)' |
|
|||
После простого преобразования находим: |
|
|
|
|
||||
СМ« |
с м € |
а . |
|
ШЧ |
). |
(4.66) |
||
1Г({ |
I |
н |
+ ', Л (гЧ |
|||||
|
||||||||
Подставляя в (4.63) выражения (4.64), (4.65), (4.66), получим |
||||||||
окончательное выражение: |
|
|
|
|
|
|
« я* ) + М = 1 |
{ ^ + ^ |
+ Е ^ + |
||
|
2с^ с1 ^ |
2ао |
а^ |
ар |
+ ^ [ 2г° • г° + Мг(1 |
• (Г(Г |
- г о ) + Е |
^ р .(гр - г ф)]} = |
|
_ |
1 а р |
|
|
(4.67) |
Ь с + # и - |
|
|
||
|
|
|
Правая часть уравнения (4.67) есть сумма постоянных и пере менных (в квадратных скобках) членов. Величина постоянного чле на Ь с зависит от масс и параметров орбит тел Солнечной системы.
Внастоящее время принятое МАС значение
Ьс = 1,48082686741 х 10-8 ± 2 х 10“ 17.
4.5. Динамические шкалы времени
14*
Максимальный по величине переменный член есть 2го • гоЕго появление обусловлено обращением Земли и Луны вокруг Солн ца. Следовательно, его амплитуда определяется параметрами орби ты системы Земля+Луна, а периодичность изменения кратна году. Для оценки амплитуды используем уравнения (2.56), (2.57), (2.62). Тогда
2го • го = 2па2езт Е ,
где п —среднее движение барицентра системы Земля+Луна, е —экс центриситет орбиты. Так как е 1, то з т 5 можно выразить через среднюю аномалию М по формуле (2.69):
81П Е « 81П М + - 8Ш 2М.
А
Подставляя численные значения п, е, а, найдем
~2го • го « 1656,678 тМ + 13,84зт2М [мкс].
Таким образом, амплитуда максимального релятивистского солнеч ного члена не превышает 2 мс; период равен одному году. Вклад Юпитера и Сатурна можно оценить аналогичным образом; он со ставляет ~ 22,4 и 4,7 мкс, соответственно.
Для вычисления Р с ошибкой в несколько наносекунд необходи мо использовать разложение на гармоники, полученное Файрхедом и Бретаньоном и включающее около 800 членов.
Проинтегрировав уравнение (4.67), перепишем (4.49) следую щим образом:
I - ТТ = 71 М * - * о ) + ^ е т Ч Р
+ чЬа(1 - *о) - (г] - 1)(* - *о)> |
(4.68) |
В зависимости от выбора величины г\ уравнение (4.68) выражает связь шкалы времени ТТ и одной из шкал координатного времени равного ТСВ или Терн (см. ниже).
4.5.3. Барицентрическая и геоцентрическая небесные системы отсчета
Шкалы координатного времени ТСС и ТСВ были введены ре золюциями Генеральной Ассамблеи МАС в 1991 г. как временные
координаты в системах отсчета с началом в центрах масс Земли и Солнечной системы, соответственно. В резолюциях Генеральной Ассамблеи МАС в 2000 г. эти системы названы как геоцентрическая (ОСКЗ) и барицентрическая (ВСКЗ) небесные системы отсчета.
Для решения астрометрических задач достаточно иметь небес ную и земную системы отсчета 1СКЗ и ГГКЗ и их реализации: 1СКР и 1ТКР. Однако для связи 1СКЗ и ГГКЗ необходимо ввести еще одну /юкальную геоцентрическую систему, направления пространствен ных осей которой совпадают с направлениями осей 1СКЗ. Но шка лой времени в этой системе является шкала ТСС, как и в ГГКЗ. Эта система и называется геоцентрической небесной системой отсчета (ОСКЗ). Она является промежуточной между системой ГГКЗ и ба рицентрической небесной системой отсчета ВСКЗ, которая отож дествляется с 1СКЗ.
Координаты события в ВСКЗ обозначаются как (2, х) с времен ной координатой I = ТС В. Начало пространственных координат на ходится в барицентре Солнечной системы, причем оси ВСКЗ непо движны относительно удаленных внегалактических радиоисточни ков. Потенциал Солнечной системы определяется выражением:
СМг
в котором суммирование выполняется по всем телам.
Координаты события в ОСКЗ обозначаются как (Т, X) с времен ной координатой Т = ТСС. Начало пространственных координат находится в центре масс Земли, оси ОСКЗ не вращаются относи тельно удаленных внегалактических радиоисточников. Таким обра зом, ОСКЗ —система кинематически не вращающаяся относитель но 1СК5.
Так как наблюдения проводятся с Земли, то они являются собы тиями с координатами (Т, X) в ОСКЗ. Оси ОСКЗ фиксированы от носительно квазаров, но сама геоцентрическая небесная система отг счета движется вокруг барицентра Солнечной системы. В искрив ленном пространстве вектор в ОСКЗ при параллельном переносе вдоль некоторого замкнутого контура не возвращается, в общем слу чае, в первоначальное положение относительно ВСКЗ. Само явле ние изменения направления вектора называется геодезической пре цессией и нутацией, хотя их причины существенно отличаются от